セフェウス型変光星

ケフェイド変光星（/ˈsɛfi.ɪd , ˈsiːfi- / ）は、直径と温度の両方が変化する、半径方向に脈動する変光星の一種です。明るさが変化し、明確な安定した周期（通常1～ 100日）と振幅を持ちます。ケフェイド変光星は、銀河および銀河外の距離を測るための重要な宇宙的基準であり、ケフェイド変光星の光度と脈動周期の間には強い直接的な関係があります。

古典的ケフェイド変光星のこの特徴は、1908年にヘンリエッタ・スワン・リービットがマゼラン雲にある数千個の変光星を研究した際に発見されました。この発見により、ケフェイド変光星の脈動周期を観測することで、その真の光度が明らかになりました。そして、この光度を観測された明るさと比較することで、その星までの距離が算出されます。この距離は、RS PuppisやPolarisといった最も近いケフェイド変光星との視差距離を直接観測することで較正されます。

ケフェイド変光星の明るさの変化は、κ機構^{[ 1 ] [ 2 ]}によって起こります。これは、恒星の大気の不透明度が温度とともに減少するのではなく増加する場合に発生します^{[ 3 ]} 。主なガスはヘリウムであると考えられています。この分析によると、ケフェイド変光星の周期は、高温で見られる二重電離ヘリウムが一重電離ヘリウムよりも不透明であるという事実によって引き起こされます。その結果、恒星の外層は圧縮と膨張を繰り返します。圧縮によってヘリウムは加熱され、二重電離状態になります。二重電離状態の不透明度によってヘリウムは十分な熱を吸収して膨張し、その後冷却されて再び一重電離状態になり、一重電離状態の透明性のために冷却されて崩壊します。ケフェイド変光星は、周期の中でヘリウムが二重電離状態にあるときに最も暗くなります。

ケフェイド変光星という用語は、ケフェウス座のデルタ・ケフェイ星に由来しており、この星は初期に発見された変光星の一つである。

1784年9月10日、エドワード・ピゴットは、古典的ケフェイド変光星の代表として最初に知られているイータ・アクィラエの変光性を検出した。 ^{[ 4 ]}古典的ケフェイドの名の由来となったデルタ・ケフェイは、数か月後にジョン・グッドリックによって変光星であることが発見された。 ^{[ 5 ]}同様の変光星の数は19世紀末までに数十個に増え、それらはケフェイドと呼ばれるようになった。^{[ 6 ]}ケフェイドのほとんどは、明るさが急激に増加し、山があるという特徴的な光度曲線の形状で知られていたが、より対称的な光度曲線を持つものは、プロトタイプであるζゲミノルムにちなんでジェミニドと呼ばれていた。^{[ 7 ]}

古典的なケフェイド変光星の周期と光度の関係は、1908年にヘンリエッタ・スワン・リービットがマゼラン雲の数千個の変光星を調査した結果発見された。^{[ 8 ]}彼女は1912年にさらなる証拠とともにそれを発表した。^{[ 9 ]}ケフェイド変光星は、光度変化と同じ周期で視線速度が変化することがわかり、当初はこれがこれらの星が連星系の一部であるという証拠と解釈された。しかし、1914年にハーロー・シャプレーはこの考えを放棄すべきであることを示した。^{[ 10 ]} 2年後、シャプレーらはケフェイド変光星が周期の過程でスペクトル型を変化させることを発見した。 ^{[ 11 ]}

1913年、エイナー・ヘルツシュプルングは、13個のケフェイド変光星の天球上での動きを利用して、それらの距離を求めようと試みた。^{[ 12 ]} （彼の結果は後に修正が必要となった。）1918年、ハーロー・シャプレーはケフェイド変光星を用いて、天の川銀河の大きさや形状、そしてその中での太陽の位置について初期的な制約を設けた。^{[ 13 ]} 1924年、エドウィン・ハッブルは、それまで「アンドロメダ星雲」として知られていたアンドロメダ銀河の古典的なケフェイド変光星までの距離を確立し、それらの変光星が天の川銀河のメンバーではないことを示した。ハッブルの発見は、天の川銀河が宇宙全体を表しているのか、それとも宇宙にある多くの銀河の1つに過ぎないのかという「大論争」で提起された疑問に決着をつけた。 ^{[ 14 ]}

1929年、ハッブルとミルトン・L・ヒューメイソンは、いくつかの銀河までのケフェイド変光星の距離と、ヴェスト・スライファーによるそれらの銀河が我々から遠ざかる速度の測定値を組み合わせることで、現在ハッブルの法則として知られる法則を定式化した。彼らは宇宙が膨張していることを発見し、ジョルジュ・ルメートルの理論を裏付けた。^{[ 15 ]}

20 世紀半ば、ケフェイド変光星を特性の異なる異なるクラスに分類することで、天文学的距離尺度の重大な問題が解決されました。1940 年代に、ウォルター・バーデはケフェイド変光星を 2 つの別々の集団 (古典型と II 型) に分類しました。古典型ケフェイド変光星はより若く質量が大きい種族 I の星であり、一方、II 型ケフェイド変光星はより古く暗い種族 II の星です。^{[ 17 ]}古典型ケフェイド変光星と II 型ケフェイド変光星は、周期と光度の関係が異なります。II 型ケフェイド変光星の光度は、平均して古典型ケフェイド変光星より約 1.5等級低いですが (RR Lyrae 型変光星よりは明るい)。バーデの画期的な発見により、M31 までの距離と銀河系外距離尺度が 2 倍に増加しました。^{[ 18 ] [ 19 ]} RR Lyrae 型変光星は、当時クラスター変光星として知られていましたが、周期が短いこともあり、比較的早い段階で変光星の別のクラスとして認識されました。^{[ 20 ] [ 21 ]}

恒星の脈動を熱機関として捉えるメカニズムは、 1917年にアーサー・スタンレー・エディントン^{[ 22 ]}（ケフェイド変光星の力学について詳しく書いた人物）によって提唱されたが、1953年にSA・ジェヴァキンが電離ヘリウムをその機関のバルブとして特定したのはそれ以降のことだった^{[ 23 ] 。}

ケフェイド変光星は、質量、年齢、進化の歴史が著しく異なる2つのサブクラス、すなわち古典的ケフェイドとタイプIIケフェイドに分類されます。デルタ・スクーティ変光星は、不安定帯の下端にある主系列上またはその近傍のA型星であり、元々は矮小ケフェイドと呼ばれていました。RR Lyrae変光星は周期が短く、不安定帯が水平分枝と交差する位置にあります。デルタ・スクーティ変光星とRR Lyrae変光星は、脈動が同じヘリウム電離κ機構に由来するにもかかわらず、一般的にケフェイド変光星とは区別されます。

古典的ケフェイド変光星

古典的ケフェイド変光星（種族Iケフェイド変光星、タイプIケフェイド変光星、デルタケフェイド変光星とも呼ばれる）は、数日から数ヶ月程度の非常に規則的な周期で脈動する。古典的ケフェイド変光星は、太陽の4～20倍の質量を持ち、最大で10万倍の光度を持つ種族I変光星である^{。[ 24} ]これらのケフェイド^{変光星は、スペクトル}型F6～K2の黄色く明るい巨星および超巨星であり、脈動周期中に半径が数百万キロメートル変化する（周期の長いI Carinaeでは約25% ）。^{[ 26 ]}

古典的ケフェイド変光星は、局所銀河群内およびそれ以遠の銀河までの距離を決定するために使用され、ハッブル定数を確立する手段となります。 ^{[ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ]}また、古典的ケフェイド変光星は、銀河面からの太陽の高さや銀河の局所的な渦巻き構造など、天の川銀河の多くの特徴を明らかにするためにも使用されてきました。^{[ 32 ]}

振幅が小さく、光度曲線が正弦波状である古典的なケフェイド変光星のグループは、しばしば小振幅ケフェイド変光星、またはs-ケフェイド変光星として区別され、その多くは第1倍音で脈動する。

タイプIIケフェイド変光星

タイプ II ケフェイド変光星（種族 II ケフェイド変光星とも呼ばれる）は、通常 1 ～ 50 日の周期で脈動する種族 II の変光星です。 ^{[ 17 ] [ 33 ]}タイプ II ケフェイド変光星は、通常、金属量が少なく、古く（約 10 Gyr）、質量が小さい（太陽の質量の約半分）天体です。タイプ II ケフェイド変光星は、周期によっていくつかのサブグループに分けられます。周期が 1 ～ 4 日の星はBL Her サブクラス、10 ～ 20 日の星はW Virginis サブクラス、20 日を超える星はRV Tauri サブクラスに属します。^{[ 17 ] [ 33 ]}

タイプIIケフェイド変光星は、銀河中心、球状星団、銀河までの距離を決定するために使用されます。^{[ 32 ] [ 34 ] [ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ]}

古典的およびタイプ II ケフェイド距離スケールに関連する主な不確実性は、さまざまな通過帯域における周期-光度関係の性質、これらの関係のゼロ点と傾きの両方に対する金属量の影響、ケフェイド距離に対する測光汚染 (他の星との混入) および変化する (通常は不明な)消光法則の影響です。これらのトピックはすべて、文献で活発に議論されています。^{[ 28 ] [ 25 ] [ 30 ] [ 37 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ] [ 51 ]}

これらの未解決の問題により、ハッブル定数（古典的ケフェイド変光星から確立）の引用値は60  km/s/Mpcから80  km/s/Mpcの範囲に及んでいます。^{[ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ]}この不一致を解決することは、ハッブル定数の正確な値を与えることで宇宙の宇宙論的パラメータを制約できるため、天文学における最も重要な問題の1つです。^{[ 29 ] [ 31 ]} RS Puppisなどの発見により、不確実性は長年にわたって減少しています。

デルタ・ケフェイは、ケフェイド変光星の周期-光度関係の較正星としても特に重要です。なぜなら、その距離はケフェイド変光星の中で最も正確に決定されているものの1つであり、これは部分的には星団のメンバーであること^{[ 52 ] [ 53 ]}と、ハッブル、ヒッパルコス、ガイア宇宙望遠鏡によって観測された高精度の視差が利用可能であることによるものです^{[ 54 ]} 。ケフェイド変光星や7,500光年以内の他の天体への視差距離測定の精度は、地球軌道上の反対側の地点から6か月間隔でハッブルから撮影された画像を比較することで大幅に向上します。（2 AU離れた2つの観測の間で、7,500光年 = 2,300パーセクの距離にある星は、 ² / _2,300秒角 = 2 × 10⁻⁷度の角度だけ動いているように見えます。これ^{は、利用可能な望遠鏡の}分解能限界です。）^{[ 55 ]}

ケフェイド変光星の脈動に対する一般的な説明は、エディントンバルブ^{[ 1 ] [ 2 ]}または「κメカニズム」と呼ばれ、ギリシャ文字κ（カッパ）はガスの不透明度を表す通常の記号です。

ヘリウムは、この過程において最も活発なガスであると考えられています。二重電離ヘリウム（原子が両方の電子を欠いているヘリウム）は、一重電離ヘリウムよりも不透明です。ヘリウムが加熱されると、温度が上昇し、二重電離が自発的に起こり、蛍光灯が点灯するのとほぼ同じように層全体に持続する点に達します。ケフェイド変光星の周期の最も暗い時期には、星の外層にあるこの電離ガスは比較的不透明であるため、星の放射によって加熱され、温度上昇に伴い膨張し始めます。膨張するにつれて冷却されますが、二重電離が維持できなくなる閾値に達するまで電離状態が続きます。閾値に達すると、層は一重電離状態になり、より透明になるため、放射が逃げ出します。その後、膨張は停止し、星の重力によって反転します。星の状態は、二重に電離したヘリウムによって生成されるヒステリシス^{[ 56 ]}によって膨張または収縮のいずれかであるとされ、上または下の閾値を超えるたびに反転して、2つの状態の間を無限に切り替わります。このプロセスは、電子工学で見られる緩和発振器とよく似ています。

1879年、アウグスト・リッター（1826年～1908年）は、均質な球体の断熱半径脈動周期が、その表面重力と半径に以下の関係で結びついていることを示した。

$${\displaystyle T=k\,{\sqrt {\frac {R}{g}}}}$$

ここで、kは比例定数である。さて、表面重力は球の質量と半径に次の関係で結び付けられる。

$${\displaystyle g=k'{\frac {M}{R^{2}}}=k'{\frac {RM}{R^{3}}}=k'R\rho }$$

最終的に得られるもの：

$${\displaystyle T{\sqrt {\rho }}=Q}$$

ここで、 Qは脈動定数と呼ばれる定数である。^{[ 57 ]}

• 古典的なセファイドには、わし座イータ、ジェミノルムゼータ、ドラダスベータ、ぎょしゃ座RT、北極星、およびケファイデルタが含まれます。
• II 型セファイドには、W Virginis、Kappa PavonisおよびBL Herculisが含まれます。^{[ 58 ]}
• 異常なケフェイド変光星には、XZ Ceti ^{[ 59 ]} (倍音脈動モード) ^{[ 60 ]}とBL Boötis がある。

• マクマスター大学ケフェイド変光星測光および視線速度データアーカイブ
• アメリカ変光星観測者協会
• ラス・カンパナス天文台におけるワルシャワ大学調査：OGLE-III（光学重力レンズ実験）変光星カタログウェブサイト
• トロント大学デイビッド・ダンラップ天文台：銀河系古典的ケフェイド変光星データベース