古典的セフェイド変光星

古典的セファイドは、セファイド 変光星の一種です。これらは、数 日から数週間の周期で規則的な放射状の脈動を示し、視覚的な振幅は数十分の一等から最大約 2 等までの範囲にわたる、若い種族 I の変光星です。古典的セファイドは、種族 I セファイド、I 型セファイド、デルタ セファイド変光星とも呼ばれます。

古典的なセファイド変光星の光度と脈動周期の間には明確な関係があり、 ^{[1] [2]}セファイド変光星は銀河系および銀河系外の距離スケールを確立するための実行可能な標準光源として確保されています。^{[3] [4] [5] [6]}ハッブル宇宙望遠鏡（HST）による古典的なセファイド変光星の観測により、観測可能な宇宙の膨張率を説明するハッブルの法則に対するより強固な制約が可能になりました。^{[3] [4] [6] [7] [8]古典的なセファイド変光星は、局所的な}渦巻き腕構造や銀河面からの太陽の距離など、銀河の多くの特性を明らかにするためにも使用されています。^[5]

天の川銀河には約800個の古典的セファイド変光星が知られており、その総数は6,000個以上と予想されています。さらに数千個がマゼラン雲で知られており、他の銀河でもさらに発見されています。^[9]ハッブル宇宙望遠鏡は、1億光年離れたNGC 4603でいくつかのセファイド変光星を特定しました。^[10]

古典的なセファイド変光星は、太陽の4～20倍の質量を持ち、^[11]約1,000～50,000倍（珍しいV810ケンタウリでは200,000倍以上）も明るい。^{[12]分光学的には、これらは}スペクトルクラスF6～K2 の明るい巨星または低光度超巨星である。温度とスペクトル型は、脈動するにつれて変化する。半径は太陽の数十倍から数百倍である。より明るいセファイド変光星は、より低温で大きく、周期が長くなる。温度変化に伴い、その半径も脈動ごとに変化し（例えば、より長い周期のlCarでは約25% ）、その結果、明るさが最大2等級変化する。明るさの変化は、より短い波長でより顕著である。^[13]

セファイド変光星は、基本モード、第一倍音、または稀に混合モードで脈動することがあります。第一倍音より高い倍音での脈動はまれですが興味深いものです。^[2] 古典的なセファイド変光星の大部分は基本モードの脈動星であると考えられていますが、光度曲線の形状からモードを区別することは容易ではありません。倍音で脈動する星は、同じ周期の基本モードの脈動星よりも明るく、大きくなります。^[14]

中間質量星(IMS) が最初に主系列から離れて進化するとき、水素殻がまだ燃えている間に不安定帯を非常に急速に横切る。中間質量星でヘリウム核が点火すると、青いループを実行して再び不安定帯を横切ることがある。一度は高温に進化し、もう一度漸近巨星枝に向かって進化する間に。約 8–12 M _☉より重い星は、 赤色巨星枝に到達する前に核のヘリウム燃焼を開始して赤色超巨星になるが、それでも不安定帯を通る青いループを実行することがある。青いループの持続時間や存在さえも、星の質量、金属量、ヘリウム存在比に非常に敏感である。場合によっては、ヘリウム殻の燃焼が始まると、星は不安定帯を 4 回目、5 回目に横切ることがある。^[要出典] セフェイド変光星の周期の変化率とスペクトルで検出可能な化学物質の存在量から、特定の恒星がどの横断を行っているかを推測することができます。^[15]

古典的なセファイド変光星は、中心核の水素を使い果たす前の、B7 より前のB 型主系列星、おそらく後期 O 型星であった。より質量が大きく高温の星は、より明るいセファイド変光星に成長し、周期が長くなるが、太陽に近い金属量の銀河系内の若い星は、通常、不安定帯に初めて到達するまでに十分な質量を失い、周期が 50 日以下になると予想される。金属量に応じて 20～50  M _☉の特定の質量を超えると、赤色超巨星は青色ループを実行するのではなく、青色超巨星に戻るが、定期的に脈動するセファイド変光星ではなく、不安定な黄色極超巨星として進化する。非常に質量の大きい星は、不安定帯に到達するほど十分に冷却されることはなく、セファイド変光星になることはない。金属量が低い場合、たとえばマゼラン雲では、星はより多くの質量を保持し、より明るいセファイド変光星になり、周期が長くなる。^[12]

セフェイドの光度曲線は、典型的には非対称で、最大光度まで急激に上昇し、その後、より緩やかに最小光度まで下降する（例：デルタ・セフェイド）。これは、半径と温度変化の位相差によるもので、最も一般的なタイプ I セフェイドである基本モードパルセータの特徴であると考えられている。場合によっては、滑らかな擬似正弦波の光度曲線に「隆起」が見られ、これは、基本波と第 2 倍音の共鳴によるものと考えられており、一時的に明るさが緩やかになったり、わずかに上昇したりする。隆起は、周期が約 6 日の星（例：イータ・アクイラ）の下降枝で最もよく見られる。周期が長くなるにつれて、隆起の位置が最大光度に近づき、周期が約 10 日の星（例：ゼータ・ジェミノルム）では、二重極大を引き起こしたり、主極大と区別がつかなくなったりすることがある。より長い周期では、光度曲線の上昇枝に隆起が見られます（例：X Cygni）^[17]が、20日を超える周期では共鳴は消えます。

少数の古典的セファイド変光星は、ほぼ対称な正弦波状の光曲線を示す。これらはs-セファイド変光星と呼ばれ、通常は振幅が低く、一般的に周期が短い。これらの大部分は第1倍音（例：いて座X星）またはそれ以上の倍音を持つパルセータであると考えられているが、明らかに基本モードで脈動しているいくつかの珍しい星もこの形の光曲線を示す（例：Sこぎつね座）。第1倍音で脈動する星は、私たちの銀河では短周期でしか発生しないと予想されるが、マゼラン雲などの金属量が低い場合は周期がやや長くなることがある。マゼラン雲では、高倍音のパルセータや2倍音で同時に脈動するセファイド変光星もより一般的であり、通常は振幅が低く、やや不規則な光曲線を示す。^{[2] [18]}

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イータ・アクイラエの変光を検出しました。しかし、古典的セフェイドの名の由来は、1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デルタ・ケフェイです。^{[19]デルタ・ケフェイは、}星団に属していることと、ハッブル宇宙望遠鏡とヒッパルコス 視差の精度の高さのおかげで、セフェイドの中で最も正確に距離が確立されているため、周期と光度の関係の較正器としても特に重要です。^{[ 20] [21 ]}

古典的セファイド変光星の明るさは、その変光周期と直接関係している。脈動周期が長いほど、星は明るくなる。古典的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た。^[23]彼女は1912年にさらなる証拠とともにこの関係を発表した。 ^[24 ]周期と明るさの関係が較正されると、周期がわかっている特定のセファイド変光星の明るさを確定することができる。それらの距離は見かけの明るさから求められる。周期と明るさの関係は、ヘルツシュプルングに始まり、20世紀を通じて多くの天文学者によって較正されてきた。^[25] 周期と明るさの関係の較正は困難であったが、ベネディクトらによって確固とした銀河の較正が確立された。 2007年には、ハッブル宇宙望遠鏡の精密なハッブル宇宙望遠鏡視差計を使って、 10個の近くにある古典的なセフェイド変光星の観測を行なった。 ^{[26]また、2008年には、} ESOの天文学者たちが、セフェイド変光星RSが埋め込まれた星雲からの光エコーを使って、その変光星までの距離を1%以内の精度で推定した。 ^[27] しかし、後者の発見は文献で活発に議論されている。^[28]

ハッブル宇宙望遠鏡による 10 個の近隣のセファイド変光星の三角視差から、種族 I のセファイド変光星の周期Pとその平均絶対等級M _vの間には次のような実験的な相関関係が確立されました。

${\displaystyle M_{\mathrm {v} }=(-2.43\pm 0.12)\left(\log _{10}P-1\right)-(4.05\pm 0.02)\,}$^[26]

Pは日数で測定されます。

古典的セファイド星までの距離dを計算するには、次の関係式も使用できます。

${\displaystyle 5\log_{10}{d}=V+3.34\log_{10}{P}-2.45(VI)+10.52\,}$^[26]

または

${\displaystyle 5\log_{10}{d}=V+3.37\log_{10}{P}-2.55(VI)+10.48\,}$^[29]

IとV はそれぞれ近赤外線と可視光線の平均等級を表します。距離d の単位はパーセクです。

視覚振幅が 0.5 等級以下で、ほぼ対称な正弦波状の光度曲線を持ち、周期が短い古典的セファイド変光星は、小振幅セファイドと呼ばれる別のグループとして定義されています。GCVS では、これらの変光星は DCEPS の頭字語で呼ばれています。周期は一般に 7 日未満ですが、正確なカットオフについてはまだ議論が続いています。^[30] s-セファイドという用語は、第 1 倍音パルセータであると考えられる、正弦波状の光度曲線を持つ短周期小振幅セファイドに使用されます。これらの変光星は、不安定帯の赤い端の近くに見られます。一部の著者は、s-セファイドを小振幅 DECPS 星の同義語として使用していますが、他の著者は、これを第 1 倍音星のみに限定しています。^{[31] [32]}

小振幅セフェイド（DCEPS）には北極星とFFわし座が含まれますが、どちらも基本モードで脈動している可能性があります。確認されている第一倍音脈動星にはBG十字座とBPサーキニ座があります。^{[33] [34]}

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（ブレンディング）と変化する（通常は未知である）減光法則が古典的な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。 ^{[4] [7] [12] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] [42] [43]}

これらの未解決の問題により、ハッブル定数の値は60 km/s/Mpcから80 km/s/Mpcの範囲とされている。^{[3] [4] [6] [7] [8]}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ため、天文学における最も重要な問題の1つである。^{[6] [8]}

いくつかの古典的なセフェイド変光星には、訓練された肉眼による毎晩の観測で記録できる変動があり、極北の原型であるセフェイドデルタ、熱帯（黄道付近、したがって黄道帯）での観測に最適なふたご座ゼータ星と鷲座イータ星、極南のかじき座ベータ星などがある。最も近い同型星は北極星（ポラリス）で、その距離は議論の余地があり、現在の変動はおよそ0.05等級である。^[6]

• RR こと座変光星
• 恒星の脈動
• II型セフェイド

• セフェイド距離スケール：歴史、ニック・アレン著
• 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の古典セフェイド一覧 2021-10-08ウェイバックマシンにアーカイブ
• アメリカ変光星観測者協会
• OGLE 変光星の光度曲線アトラス – 古典的セフェイド