세페이드 변광성

세페이드 변광성은 별의 수축과 팽창을 통해 밝기가 변화하는 황색거성입니다.세페이드 변광성은 변광주기가  증가할 수록 광도도 비례하여 증가하여 천문학에서 거리의 개념을 확장시크는 중요한 역할을 했습니다.따라서 어떤 세페이드 변광성의 변광주기를 알면 그 별의 절대 등급을 계산할 수 잇고 이를 통해 연주시차로 측정하기 여러운 멀리 떨어진 별가지의 거리도 구해낼 수 있습니다.세페이드 변광성은 광도도 높아 거리가 멀어도 쉽게 관측이 됩니다.이를 통해 외부 은하의 거리는 그 은하에 속한세페이드 변광성의 관측을 통한 산출이 가장 정확한 방법입니다.세페이드 변광성이라는 이름은 세페우스자리 덱타에서 유래하였습니다.세페우스자리 덱타는 올골의 변광주기를 알아낸 존 구드릭에 의해 1784년 처음으로 변광주기가 밝혀졌습니다.이후 비슷한 특징을 변광성이 지속적으로 발견되면서 세페이드 변광성으로 통칭하게 됬습니다.세페우수지라 덱타는 일반인들도 비교적 쉽게 변광주기를 관측할 수 있는 변광성입니다.도심지에서 관측하기 어두운 밝기이긴 하지만 맨눈 관측이 충분히 가능한 범위 내에서 광도가 변화합니다.또한 약 0.9등급의 비교적 큰 밝기 변화를 보이고 변광주기도 짧으며 적위가 높아 우리나라에서 1년 내내 관측이 가능합니다.허블 우주망원경과 히파르코스의 시차측정,세페이드 변광성의  주기,광도 관계에 의해 세페우스자리 델타의 거리는 약 887광년으로 산출되었습니다.초거성인 세페우스자리 델타는 맥동에 의해 분광형이 F5에서 G3까지 변화합니다.이에 따라 표면온도도 5500~6800K로 변화합니다.질량은 태양의 약 45배,지름은 44배로 추정하고 있습니다.덱타는 매년 태양 질량의 약 100만분의 1에 해당하는 물질을 위부로 방출하고 있습니다.방출된 물질은 약 3광년의 성운과 항성풍에 의한 활모양 충격파를 형성합니다.

별빛의 절대 밝기를 알 수 있는 방법은 1912년 하버드 대학교 천문대의 여성 천문학자 헨리에타 스완 리빗이 극적으로 밝혀 냈습니다.그녀는 소마젤란 성운의 세페이드 변광성들을 조사했습니다.세페이드 변광성은 별빛의 밝기가 주기적으로 변하는 별입니다.세페이드 변광성은 별의 중력 수축과 별 내부의 핵융합 반응에서 생기는 열이 만드는 압력이 서로 밀고 당겨 별 자체의 크기가 변하기 때문에 밝기가 달라집니다.중력 수축이 강해지면 별은 움츠러들고 어두워 집니다.이렇게 별이 움츠러들어 별 내부의 연료가 압축되면 핵융합 반응이 각렬해져 더 많은 에너지를 내게됩니다. 이 결과로 별의 온도는 높아지고 압력도 다라서 높아져 별이 부풀게 됩니다.이때는 세페이드 변광성이 밝아집니다. 리빗이 밝혀낸 것은 세페이드 변광성의 밝고 어두워지는 주기와 절대 밝기 사이에 간단한 비례관계가 있다는 사실이었습니다.소마젤란 성운에 있는 세페이드 변광성들은 지구로부터 거리가 모두 제각각이겠지만 대체로 지구에서 소마젤란 성운까지의 거리와 크게 다르지 않을 것입니다.이것은 지구에서 소마젤란 성운까지의 거리가 워낙 큰 반면 소마젤란 성운 안에 있는 세페이드 변광성들 사이의 상대적인 거리는 무척 가깝고 짧은 것이기 때문입니다. 리빗이 조사한 세페이드 변광성들은 지구에서 떨어진 거리가 거의 똑같다고 가정해도 무방합니다.리빗은 소마젤란 성운의 25개 세페이드 변광성을 조사해 주기가 길수록 밝기도 더 밝아진다는 점을 밝혀냈습니다.지구에서 같은 거리에 있는 별들의 밝기가 그 밝고 어두워지는 주기에 비례하니까 결국 세페이드 변광성은 주기와 절대 밝기가 비례한다는 결론에 도달하였습니다.결과는 모든 세페이드 변광성들의 상대적인 거리를 알수 있다는 것을 의미합니다.두 세페이드 변광성의 주기를 비교하면 같은 거리에 있을 때 어느 세페이드 변광성이 더 밝은지 알 수 있습니다. 여기서 다시 겉보기 밝기를 비교하면 하나의 별이 다른 별보다 얼마나 가까운지 혹은 멀리 있는지 알 수 있습니다. 이 과정을 반복하면 결국 모든 세페이드 변광성들 사이의 상대적인 거리를 잴 수 있습니다.