古典的なケフェウス型変光星

古典的ケフェイド変光星は、ケフェイド 変光星の一種です。これらは若い種族Iの変光星で、周期が1日の数分の1日^{[ 1 ] [ 2 ]}から数週間まで規則的な半径方向の脈動を示し、視等級の振幅は数十分の1等級から約2等級まで変化します。古典的ケフェイド変光星は、種族Iケフェイド、タイプIケフェイド、デルタケフェイド変光星とも呼ばれます。

古典的なケフェイド変光星の光度と脈動周期の間には明確な関係が存在し、 ^{[ 3 ] [ 4 ]}ケフェイド変光星は銀河および銀河外の距離尺度を確立するための有効な標準光源として確立されている。^{[ 5 ] [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]}ハッブル宇宙望遠鏡（HST）による古典的なケフェイド変光星の観測により、観測可能な宇宙の膨張率を記述するハッブルの法則に対するより確固たる制約が可能になった。^{[ 5 ] [ 6 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ]}古典的なケフェイド変光星は、局所的な渦状腕構造や銀河面からの太陽までの距離など、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た。^{[ 7 ]}

天の川銀河には約3,600個の古典的ケフェイド変光星が知られている。^{[ 11 ]}マゼラン雲には約1万個が知られており、他の銀河にも数百個が発見されている。^{[ 12 ]}ハッブル宇宙望遠鏡は、1億光年離れたNGC 4603にもいくつか確認している。^{[ 13 ]}

古典的なケフェイド変光星は太陽の4〜20倍の質量を持ち、^{[ 14 ]}約1,000〜50,000倍（特異なV810ケンタウリの場合は200,000倍以上）明るい。^{[ 15 ]}分光的には、明るい巨星または低光度の超巨星で、スペクトル型はF6〜K2である。脈動に伴って温度とスペクトル型が変化する。半径は太陽の数十倍から数百倍である。より明るいケフェイド変光星は温度が低く、サイズが大きく、周期が長い。温度の変化に加えて、各脈動中に半径も変化する（例えば、周期の長いl Carでは約25% ）ため、明るさが最大2等級変化する。明るさの変化は波長が短いほど顕著である。^{[ 16 ]}

ケフェイド変光星は、基本モード、第1倍音、またはまれに混合モードで脈動することがある。第1倍音より高い倍音での脈動はまれだが興味深い。^{[ 4 ]}古典的なケフェイド変光星の大部分は基本モード脈動星であると考えられているが、光度曲線の形状からモードを区別するのは容易ではない。倍音で脈動する星は、同じ周期の基本モード脈動星よりも明るく大きい。^{[ 17 ]}

中間質量星(IMS) が主系列から最初に進化すると、水素殻がまだ燃焼している間に不安定帯を急速に横断します。IMS でヘリウム核が点火すると、ブルーループを実行して不安定帯を再び横断することがあります。これは、高温に進化する間に一度、漸近巨星分枝に向かって再び進化するときにもう一度起こります_。約8～12 M☉より大きい質量の星は、赤色巨星分枝に到達する前に核ヘリウム燃焼を開始し、赤色超巨星になりますが、不安定帯を通過するブルーループを実行する可能性があります。ブルーループの持続時間、さらには存在自体も、星の質量、金属量、ヘリウム存在量に敏感です。場合によっては、星はヘリウム殻燃焼が始まると、不安定帯を 4 回、5 回横断することがあります。ケ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組成は、特定の星がどの横断を行っているかを推測するために使用できます。^{[ 18 ]} 

古典的なケフェイド変光星は、中心部の水素が枯渇する前の、B7型より前のB型主系列星、おそらく後期O型星であった。質量が大きく温度が高い星は、周期が長い、より明るいケフェイド変光星へと進化するが、太陽に近い金属量を持つ我々の銀河内の若い星は、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太陽質量を超えると_、赤色超巨星は青色ループを実行するのではなく、青色超巨星へと進化するが、規則的に脈動するケフェイド変光星ではなく、不安定な黄色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えることはなく、ケフェイド変光星にはならない。例えばマゼラン雲のような低金属量では、星はより多くの質量を保持し、周期が長い、より明るいケフェイド変光星になることができる。^{[ 15 ]} 

ケフェイド変光星の光度曲線は、通常、最大光度まで急速に上昇し、その後、最小光度までゆっくりと下降するという非対称な形状をしています（例：デルタ・ケフェイ）。これは、半径と温度の変化の位相差によるもので、タイプIケフェイド変光星の中で最も一般的なタイプである基本モード脈動星の特徴と考えられています。場合によっては、滑らかな擬似正弦波状の光度曲線に「隆起」が見られることがあります。これは、光度の低下が一時的に遅くなったり、明るさがわずかに上昇したりする現象で、基本モードと第2倍音の共鳴によるものと考えられています。この隆起は、周期が約6日の恒星（例：イータ・アクィラエ）の下降枝で最もよく見られます。周期が長くなるにつれて、隆起の位置は最大光度に近づき、周期が約10日の恒星（例：ゼータ・ゲミノルム）では、二重最大光度になったり、主最大光度と区別がつかなくなったりすることがあります。より長い周期では、光度曲線の上昇枝に隆起が見られる（例：X Cygni）^{[ 20 ]}が、20日を超える周期では共鳴は消える。

古典的なケフェイド変光星のごく一部は、ほぼ対称的な正弦波状の光度曲線を示します。これらはs-ケフェイドと呼ばれ、通常は振幅が小さく、周期が短いのが一般的です。これらの大部分は、第1倍音（例：X Sagittarii）またはそれ以上の高次振動星であると考えられていますが、基本モードで脈動していると思われる一部の珍しい星もこの形状の光度曲線を示します（例：S Vulpeculae）。第1倍音で脈動する星は、銀河系では短い周期でのみ発生すると予想されますが、マゼラン雲のように金属量が低い場合は、やや長い周期を持つ可能性があります。高次倍音で脈動する星や、同時に2つの倍音で脈動するケフェイド変光星もマゼラン雲でより一般的であり、通常は振幅が小さく、やや不規則な光度曲線を示します。^{[ 4 ] [ 21 ]}

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最初の既知の代表であるイータ・アクィラエの変光を検出した。しかし、古典的ケフェイドの名の由来は、その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・ケフェイである。^{[ 22 ]デルタ・ケフェイは、星団に属していること[ 23 ] [ 24 ]}や、ハッブル宇宙望遠鏡とヒッパルコス衛星による高精度の視差が利用可能であること[25]のおかげで、ケフェイドの中で最も正確に距離が決定されている星の1つであるため、周期-光度関係の^{較正星として}も特に重要である。

古典的なケフェイド変光星の光度は、その変光周期に直接関係しています。脈動周期が長いほど、星は明るくなります。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中に発見しました。^{[ 26 ]}彼女は1912年にさらなる証拠とともにそれを発表しました。 ^{[ 27 ]}周期と光度の関係が較正されると、周期が既知の特定のケフェイド変光星の光度を確立することができます。次に、見かけの明るさからその距離が求められます。周期と光度の関係は、ヘルツシュプルング^{[ 28 ]}を皮切りに、20世紀を通じて多くの天文学者によって較正されてきました。周期と光度の関係の較正は問題がありましたが、ベネディクトらによって確固たる銀河較正が確立されました。 2007年には、近傍の10個の古典的ケフェイド変光星の高精度HST視差を用いて、その距離を推定した。 ^{[ 29 ]}また、2008年には、ESOの天文学者たちが、ケフェイド変光星RS Puppisが埋め込まれている星雲からの光エコーを用いて、その距離を1%以内の精度で推定した。 ^{[ 30 ]}しかし、後者の発見については文献で活発に議論されている。^{[ 31 ]}

ハッブル宇宙望遠鏡による近傍の10個のケフェイド変光星の三角視差から_、種族Iケフェイド変光星の周期Pとその平均絶対等級Mvとの間に、以下の実験的な相関関係が確立された。

${\displaystyle M_{\mathrm {v} }=(-2.43\pm 0.12)\left(\log _{10}P-1\right)-(4.05\pm 0.02)\,}$^{[ 29 ]}

Pは日数で測定される。

以下の関係式も、古典的ケフェイド変光星までの距離dを計算するために使用できます。

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.34\log _{10}{P}-2.45(VI)+10.52\,}$^{[ 29 ]}

または

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.37\log _{10}{P}-2.55(VI)+10.48\,}$^{[ 32 ]}

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

視覚振幅が 0.5 等級未満で、ほぼ対称的な正弦波状の光度曲線を持ち、周期が短い古典的なケフェイド変光星は、小振幅ケフェ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 DCEPS という略称が与えられています。周期は一般的に 7 日未満ですが、正確なカットオフ値についてはまだ議論されています。^{[ 33 ]} s-ケフェイドという用語は、第 1 倍音脈動星と考えられている、正弦波状の光度曲線を持つ短周期の小振幅ケフェイドに使用されます。これらは不安定帯の赤い端付近で見つかります。一部の著者は、s-ケフェイドを小振幅 DCEPS 星の同義語として使用していますが、他の著者は、それを第 1 倍音星のみに限定することを好みます。^{[ 34 ] [ 35 ]}

小振幅ケフェイド変光星（DCEPS）にはポラリスとFFアクィラエが含まれるが、どちらも基本モードで脈動している可能性がある。確認済みの第1倍音脈動星にはBGクルキスとBPキルキニが含まれる。^{[ 36 ] [ 37 ]}

ケフェイド変光星の距離尺度に関連する主な不確実性は、さまざまな波長帯における周期-光度関係の性質、金属量がこれらの関係のゼロ点と傾きの両方に与える影響、および測光汚染（混合）と変化する（通常は未知の）消光法則が古典的なケフェイド変光星の距離に与える影響です。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。^{[ 6 ] [ 9 ] [ 15 ] [ 38 ] [ 39 ] [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]}

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の範囲で引用されている。^{[ 5 ] [ 6 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ]}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約できるため、天文学における最も重要な問題の一つである。^{[ 8 ] [ 10 ]}

いくつかの古典的なケフェイド変光星には、訓練された肉眼による夜間の観測で記録できる変光があり、極北の原型であるデルタ・ケフェイ、熱帯付近（黄道付近、つまり黄道帯付近）での観測に最適なゼータ・ゲミノルムとイータ・アクィラエ、そして極南のベータ・ドラドゥスなどが含まれる。最も近い同型星は北極星（ポラリス）で、その距離は議論の的となっており、現在の変光度は約0.05等級である。^{[ 8 ]}

• RR Lyrae型変光星
• 恒星脈動
• タイプIIケフェイド

• ケフェイド変光星距離スケール：その歴史（ニック・アレン著）
• マクマスター大学のセファイド変光星測光および視線速度データアーカイブに掲載されている古典的セファイド変光星のリスト（ 2021年10月8日にWayback Machineにアーカイブ済み）
• アメリカ変光星観測者協会
• OGLE変光星光度曲線アトラス – 古典的ケフェイド変光星