セフェイド変光星

セフェイド変光星（/ ˈ s ɛ f i . ɪ d 、 ˈ s iː f i - / ）は、直径と温度の両方が変化ながら、放射状に脈動する変光星の一種です。明るさが変化しますが、周期と振幅は明確に定義されています。セフェイド変光星は、銀河系と銀河系外の距離を測定するための重要な宇宙のベンチマークであり、セフェイド変光星の明るさと脈動周期の間には強い直接的な関係があります。

古典的なセファ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の何千もの変光星を研究した後に発見されました。この発見により、脈動周期を観測することでセファイド変光星の真の明るさが判明しました。これにより、既知の明るさと観測された明るさを比較することで星までの距離がわかり、 RS とも座や北極星などの最も近いセファイド変光星との視差距離を直接観測して較正されます。

セファイド変光星の明るさの変化はκ機構[ ^{1] [2]}によって起こる。これは恒星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ときに起こる。^[3]関係する主なガスはヘリウムであると考えられている。この周期は、高温でとられる形態である二重電離ヘリウムが一価電離ヘリウムよりも不透明であるという事実によって駆動される。その結果、恒星の外層は、圧縮されてヘリウムが加熱され二重電離となり（不透明のため）十分な熱を吸収して膨張する状態と、膨張してヘリウムが冷却され一価電離となり（透明のため）再び冷却されて収縮する状態を繰り返す。セファイド変光星は、ヘリウムが二重電離している周期の部分で最も暗くなる。

「セフェイド」という用語は、初期に発見されたものの一つである ケフェウス座のデルタ・ケフェイ星に由来しています。

1784年9月10日、エドワード・ピゴットは、古典的セフェイド変光星のクラスの最初の代表として知られる鷲座イータ星の変光を発見した。 ^[4]古典的セフェイドの名を冠した星、セフェイドデルタ星は、その数か月後にジョン・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] 19世紀末までに同様の変光星の数は数十にまで増加し、それらはセフェイドと呼ばれるクラスになった。^[6]セフェイドのほとんどは、明るさが急激に増加し、こぶがある特徴的な光度曲線の形状から知られていたが、より対称的な光度曲線を持つものの中には、プロトタイプのふたご座ζ星にちなんでふたご座流星群として知られるものもあった。^[7]

古典的なセファイド変光星の周期と明るさの関係は、1908年にヘンリエッタ・スワン・リービットがマゼラン雲の何千もの変光星を調査した際に発見されました。^[8]彼女は1912年にさらなる証拠とともにこの関係を発表しました。^{[9]セファイド変光星は明るさの変化と同じ周期で}視線速度の変化を示すことがわかり、当初これはこれらの星が連星系の一部である証拠であると解釈されました。しかし、1914年にハーロー・シャプレーがこの考えを放棄すべきであると実証しました。^[10] 2年後、シャプレーらはセファイド変光星が周期的にスペクトル型を変えることを発見しました。 ^[11]

1913年、アイナー・ヘルツシュプルングは、天空を移動する13個のセファイド変光星までの距離を求めようとした。^[12] (彼の結果は後に修正が必要となった。) 1918年、ハーロー・シャプレーはセファイド変光星を用いて、天の川銀河の大きさと形、およびその中の太陽の位置について最初の制約を課した。 ^[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」と呼ばれていたアンドロメダ銀河の古典的なセファ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、「大論争」で提起された、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つにすぎないのかという疑問に決着をつけた。 ^[14]

1929年、ハッブルとミルトン・L・ヒューマソンは、いくつかの銀河へのセフェイド距離と、それらの銀河が遠ざかる速度のヴェスト・スライファーの測定値を組み合わせて、現在ハッブルの法則として知られてい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、天文学的な距離スケールに関する重大な問題は、セファイド変光星を非常に異なる特性を持つ異なるクラスに分けることによって解決されました。1940 年代に、ウォルター・バーデはセファイド変光星を 2 つの異なる種族 (古典的およびタイプ II) に分類しました。古典的セファイド変光星はより若く、より質量の大きい種族 I の星であり、タイプ II セファイド変光星はより古く、より暗い種族 II の星です。^[17]古典的セファイド変光星とタイプ II セファイド変光星は、周期と光度の関係が異なります。タイプ II セファイド変光星の光度は、平均して古典的セファイド変光星よりも約 1.5等級低いですが(それでも RR こと座 RR 型星よりは明るいです)、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スケールが 2 倍に増加しました。^{[18] [19]}当時はクラスター変光星と呼ばれていた RR こと座 RR 型星は、周期が短いこともあり、かなり早い段階で別のクラスの変光星として認識されていました。^{[20] [21]}

恒星の脈動を熱機関として利用するというメカニズムは、1917年にアーサー・スタンレー・エディントン^{[22] （セファイド流星群の力学について長々と書いた）によって提唱されたが、} SA・ジェヴァキンがイオン化したヘリウムを熱機関のバルブとして利用する可能性を特定したのは1953年になってからであった^{[23] 。}

セファイド変光星は、質量、年齢、進化の歴史が著しく異なる2つのサブクラス、すなわち古典セファイド変光星とタイプIIセファイド変光星に分けられます。たて座デルタ変光星は、不安定帯の下端にある主系列上またはその近くにあるA型星で、もともとは矮小セファイド変光星と呼ばれていました。こと座RR変光星は周期が短く、不安定帯が水平枝と交差する部分にあります。たて座デルタ変光星とこと座RR変光星は、その脈動が同じヘリウム電離カッパ機構に由来しているにもかかわらず、一般的にはセファイド変光星と一緒に扱われません。

古典的セファイド変光星（種族Iセファイド、タイプIセファイド、デルタセファイド変光星とも呼ばれる）は、数日から数か月のオーダーで非常に規則的な周期で脈動を起こします。古典的セファイドは種族I 変光星で、質量は太陽の4～20倍で^[24]、明るさは最大10万倍です。^{[25]これらのセファイドは、}スペクトルクラスF6～K2の黄色の明るい巨星および超巨星で、脈動サイクル中に半径が数百万キロメートル変化します（より長い周期のIカリーナでは約25％）。 ^[26]

古典的セファイド変光星は、局部銀河群内外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ための手段となっている。^{[27] [28] [29] [30] [31]}古典的セファイド変光星は、銀河面からの太陽の高さや銀河系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いる。^[32]

振幅が小さく、光度曲線が正弦波状の古典的なセファイド変光星のグループは、多くの場合、小振幅セファイド変光星または s-セファイド変光星として分離され、その多くは第 1 倍音で脈動します。

タイプ II セファイド変光星（種族 II セファイドとも呼ばれる）は、典型的には 1 日から 50 日の周期で脈動する種族 II の変光星である。 ^{[17] [33]}タイプ II セファイド変光星は、典型的には金属が少なく、古く（約 10 億年）、低質量（太陽の質量の約半分）の天体である。タイプ II セファイド変光星は、周期によっていくつかのサブグループに分けられる。周期が 1 日から 4 日の星はBL Her サブクラス、10 日から 20 日の星はW Virginis サブクラス、周期が 20 日を超える星はRV Tauri サブクラスに属する。^{[17] [33]}

タイプIIセファイド変光星は銀河中心、球状星団、銀河までの距離を測るために使用されます。^{[32] [34] [35] [36] [37] [38] [39]}

不安定帯にある脈動星のグループは、2日未満の周期を持ち、RRリラ変光星に似ていますが、より高い光度を持っています。異常なセファイド変光星は、タイプIIセファイド、RRリラ変光星、太陽よりも質量が大きいです。それらが「折り返された」水平枝にある若い星なのか、連星系での質量移動によって形成された青色はぐれ星なのか、それともその両方の混合なのかは不明です。^{[40] [41]}

セフェイド変光星のごく一部は、同時に2つのモードで脈動することが観測されており、通常は基本モードと第1倍音ですが、時には第2倍音で脈動することもあります。^[42]ごく少数の変光星は3つのモードで脈動したり、高次倍音を含む珍しいモードの組み合わせで脈動したりします。^[43]

古典的およびII型セファイド距離スケールに関連する不確実性の主なものは、さまざまな通過帯域における周期と光度の関係の性質、そ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、および測光汚染（他の星との混合）と変化する（通常は未知である）減光法則がセファイド距離に与える影響である。これらすべてのトピックは文献で活発に議論されている。^{[28] [25] [30] [37] [44] [45] [46 ] [ 47] [48] [49] [50] [51]}

これらの未解決の問題の結果、ハッブル定数（古典的ケフェイドから確立）の値は60 km/s/Mpcから80 km/s/Mpcの範囲とされています。^{[27] [28] [29] [30] [31]}この矛盾を解決することは、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限できる可能性があるため、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、ケフェイドの周期と光度の関係を較正する上でも特に重要である。なぜなら、その距離は、ケフェイドの中で最も正確に測定されているものの一つであり、これは、^{デルタ・ケフェイが}星団の一員であることと、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正確な視差が利用できることによるところが大きい。 ^[54] 7,500光年以内にあるケフェイド変光星やその他の天体への視差距離測定の精度は、地球の軌道上の反対の地点から6か月間隔で撮影されたハッブルの画像を比較することで大幅に改善される。（2 AU離れた2つのそのような観測の間では、7,500光年 = 2,300パーセクの距離にある星は、 ² / _2,300秒角 = 2 x 10 ^-7度の角度で動いているように見え、これは利用可能な望遠鏡の解像度の限界である。）^[55]

セファイド変光星の脈動に関する一般的な説明は、エディントン弁^{[1] [2]}または「κ機構」と呼ばれ、ギリシャ文字のκ（カッパ）はガスの不透明度を表す通常の記号です。

このプロセスで最も活発に働くと考えられるガスはヘリウムです。二重イオン化ヘリウム (電子が 2 つとも欠けているヘリウム原子) は、一重イオン化ヘリウムよりも不透明です。ヘリウムが加熱されると、その温度は上昇し、蛍光灯が「点灯」するのとほぼ同じように、二重イオン化が自発的に発生して層全体に持続する点に達します。セファイド周期の最も暗い部分では、星の外層にあるこのイオン化ガスは比較的不透明であるため、星の放射線によって加熱され、温度上昇により膨張し始めます。膨張すると冷却されますが、別の閾値に達するまでイオン化したままになります。その閾値に達すると二重イオン化は持続できなくなり、層は一重イオン化されてより透明になり、放射線が逃げることができます。その後、膨張は停止し、星の重力により反転します。恒星の状態は、二重電離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の状態にあると考えられており、上限または下限の閾値を超えるたびに2つの状態の間を無限に反転します。このプロセスは、電子機器に見られる緩和発振器に似ています。^{[引用が必要]}

1879年、アウグスト・リッター（1826年 - 1908年）は、均質球の断熱半径脈動周期が、その表面重力と半径に次の関係で関連していることを実証しました。

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

ここで、k は比例定数です。表面重力は球の質量と半径と次の関係で結びついています。

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

最終的に得られるもの:

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

ここでQは定数であり、脈動定数と呼ばれる。^[57]

• 古典的なセファイドには、わし座イータ座、ジェミノルム座ゼータ座、ドラダス座ベータ座、ぎょしゃ座RT星、北極星、およびケファイデルタ座が含まれます。
• II 型セファイドには、W バージニス、カッパ・パボニス、BL ヘルクリスが含まれます。^[58]
• 異常なセファイド変光星には、XZ Ceti ^[59] (倍音脈動モード) ^[60]とBL Boötisがある。

• マクマスター・セフェイド測光・視線速度データアーカイブ
• アメリカ変光星観測者協会
• ワルシャワ大学ラスカンパナス天文台の調査：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: 銀河古典セファイド変光星データベース