세페이드 변광성
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1. 개요[편집]
세페이드 변광성/Cepheid variable
세페이드 변광성은 별이 팽창과 수축을 반복하여 크기가 변하면서 별의 밝기가 주기적으로 변하는 맥동 변광성 중에서 특히 변광 주기가 1일에서 50일 사이인 별을 말하며 이름은 최초의 세페이드 변광성인 세페우스자리 델타에서 따왔다.
2. 상세[편집]
천문학자들은 여러 변광성을 관측한 결과 밝기의 변화가 일정한 주기를 가지는 별들이 있음을 알게되고 이들을 '맥동변광성'이라고 부른다. 그리고, 이 맥동변광성들이 주기와 광도 사이에 특정한 관계가 있다는 것을 알아 냈고, 이것으로부터 주기-광도 공식을 도출하였다. 참고로 델타별 자체는 5.366일을 주기로 3.48등급에서 4.37등급까지 밝기가 변한다. 이런 성질을 가지는 변광성을 '세페이드 변광성'이라고 부른다.
세페이드 변광성의 주기를 측정하면, 이 별의 절대등급을 알 수 있고, 절대등급과 겉보기등급의 차이를 이용하면, 별까지의 거리를 계산할 수 있게 된다. 이 방법으로 해당 별 또는 해당 별이 속한 성단이나 은하 까지의 거리 측정이 가능하다. 이런 성질로 인해서 '세페이드 변광성'을 '표준 광원'이라고 부른다.
에드윈 허블은 안드로메다 은하에 포함된 세페이드 변광성을 관측하여, 안드로메다은하까지의 거리가 150만 광년[1]이나 멀리 떨어져 있다는 사실을 밝혀냈다. 이는 당시 알려진 우리 은하의 크기인 10만 광년을 훨씬 넘는 크기여서, 우주의 크기가 생각했던 것보다 훨씬 거대하다는 것을 알게 되었다.
3. 관련 문서[편집]
이 문서의 내용 중 전체 또는 일부는 2023-12-03 17:33:56에 나무위키 세페이드 변광성 문서에서 가져왔습니다.[1] 실제로는 250만 광년 떨어져 있다. 당시 관측 기술의 한계에 따른 오차이다.