古典的セファイド変光星

古典的セファイド変光星

古典的セファイド変光星（Classical Cepheid Variables）は、変光周期が数日から数週間にわたり、光度が数等級の幅で振動する脈動変光星の一種です。この星たちは主に、銀河や系外銀河の距離を測定する際の標準光源として利用されています。古典的セファイドは、エドワード・ピゴットによって1784年にわし座η星で初めて発見され、その後ケフェウス座δ星の存在が知られるようになりました。

特徴と性質

古典的セファイドは、質量が太陽より4倍から20倍程度、光度は約1,000倍から最大で200,000倍にも達します。これらの星は、F6からK2の輝巨星または低光度の超巨星に分類され、温度や半径が脈動によって変化します。この変動により、明るさが最大で2等級も変わることがあります。

古典的セファイドは、主に基本モードの脈動を示し、中でも第1陪振動モードや混合モードでも脈動が観測されることがあります。星の進化の段階では、中質量星が主系列から赤色巨星分枝へ進化する際に不安定帯を速やかに通過し、ブルーループを形成して再度不安定帯に進むことになります。この過程により、古典的セファイドの周期やスペクトルから星の進化段階を推測することが可能です。

脈動の特性

セファイドの光度曲線は、通常、最大光度まで急上昇した後にゆっくりと減少する非対称な形を持っています。この形は脈動の物理メカニズムに基づくもので、時には光度が二重に見えるといった興味深い現象が観測されます。また、光度の変化に伴い「バンプ」と呼ばれる現象が観測されることもあります。

発見と歴史

1784年にわし座η星の変光が発見されたことで古典的セファイドの研究が始まり、その後ケフェウス座δ星が重要な役割を果たしました。この星は周期-光度関係のキャリブレータとしても利用され、天文学的な距離測定における基準点となっています。

周期-光度関係の重要性

古典的セファイドの光度と変光周期の関係は非常に重要です。この関係はヘンリエッタ・スワン・リービットによって発見され、以降の研究により大きく進展しました。光度が既知のセファイドに基づいて、天体の距離を推定する精密な方法が確立されています。

小振幅セファイド

小振幅セファイドは、振幅が0.5等級以下であり、ほぼ対称的な正弦波状の光度曲線を持ちます。これらは主に短周期の変光星で、代表的なものにはポラリスやわし座FF星がいます。

ハッブル定数との関連

古典的セファイドによる距離測定の不確かさは主に金属量の影響や観測の誤差、減光法則との関連などが挙げられます。これらの課題はハッブル定数の正確な測定に影響を与えるため、天文学界では活発に議論されています。

古典的セファイド変光星は、その魅力的な脈動特性と計測の役割から、天文学において重要な存在であり、宇宙の距離を測る際に欠かせない光源です。

もう一度検索