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[[그림:M100 cepeid.jpg|thumb|right|나선 은하 M100에 있는 세페이드 변광성.]]
'''세페이드 변광성''' 또는 '''세페이드''', '''케페우스형 변광성''', '''성단형 변광성'''은 [[변광성]]의 특정 유형 중 하나로,유형으로서 이들의 [[불안정띠|변광]] 주기와 절대 [[광도]] 사이의 정확한 관계성으로 유명한 존재이다유명하다. 같은 이름을 쓰는 동시에 세페이드 변광성을 대표하는 원형별은 [[세페우스자리 델타]]로이며, [[1784년]] [[존 구드리케]]가 이 별이 변광성임을 발견했다.
이러한 상호 관계 때문에([[헨리에타 스완 리빗]]이 1908년 발견하고 언급했으며<ref>Leavitt, Henrietta S. "1777 Variables in the Magellanic Clouds". ''Annals of Harvard College Observatory''. LX(IV) (1908) 87-110.</ref> 1912년 수학 공식의 형태로 정리함정리하였다.<ref>Miss Leavitt in Pickering, Edward C. "Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud". ''Harvard College Observatory Circular 173'' (1912) 1-3.</ref>), 세페이드 변광성은 지구에서 해당 변광성이 있는 [[성단]]이나 [[은하]]까지의 거리를 결정하는산출하는, [[표준 광원]]으로으로서 사용된다. 지구에서 가장 가까운 세페이드 변광성들을 이용하여 주기-광도 관계를 매우 정확하게 계산할 수 있기 때문에, 이 방법을 이용하여 산출된 거리값은 현재 가능한 방법들을 통해 얻을 수 있는 결과물 중 가장 신뢰도가 높다.
== 상술 ==
세페이드는 보통 [[항성종족 I]]에 속하는 황색 [[거성]]으로, 수축과 팽창을 통해 밝기가 규칙적으로주기적으로 변한다. 세페이드 변광성들의 광도는 [[태양]]의 10<sup>3</sup> ~ 10<sup>4</sup>배이다. 세페이드들이 항성종족 I에 속하기 때문에 이들은 가끔 I형 세페이드로 불린다불리운다. 반면 비슷한유사한(그러나 [[항성종족 II]]에 속한) [[처녀자리 W형 변광성]]들은 II형 세페이드로 알려져 있다불리운다.
주어진 광도 변화를 통해 세페이드 변광성의 [[질량]]을 정확히 알 수는 없다. 그러나 [[천문학자]]들은 [[폴라리스]] 항성계에서 새로 발견된 세번째 별에서, 이 문제를 푸는 데 도움이 될 자료를 얻을 수 있을 것으로 기대하고 있다[http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=18677].
광도의 변화는 항성 대기에 있는 헬륨이 [[이온화]]되기 때문에 일어나며, 뒤이어이에 이어 항성 대기의 팽창과 [[탈이온화]]가 진행된다. 이온화가 되는 과정에서 항성의 대기는 빛에 대하여 더욱 불투명해진다. 이 이온화-탈이온화 주기는 해당 항성의 [[동역학적 시간척도]]와 일치하므로 그 별의 광도에 대한 자료와 마찬가지로 평균 밀도에 관한 정보도 제공한다.
== 표준 광원으로써의 쓰임 ==
세페이드 변광성의 광도와 변광 주기 사이의 관계성은관계는 매우 정확하다. 세페이드 변광성은 1세기에 걸쳐 [[표준광원]]으로 사용되어 왔고, [[외부은하 거리척도]]의 일익을 담당하고 있다. 주기-광도 관계는 1912년 헨리에타 스완 리빗이 발견했다. 그녀는 수백 개에 이르는 세페이드 변광성의 광도를 측정했고 여기서 독특한 주기-광도 관계를 발견했다. 3일 주기를 갖는 세페이드의 광도는 [[태양광도|태양]]의 800배이다. 30일 주기를 갖는 세페이드의 경우 광도가광도는 태양의 1만 배이다. 이 척도는 지구와 가까우면서, 거리가 이미 알려져 있는 세페이드 변광성들을 이용하여 계산할 수 있다.
지구에 가까우면서 거리를 정확하게 알고 있는 세페이드 변광성들을 통해 거리를 측정할 수 있다. 매우 밝은데다 거리를 정확하게 알 수 있기 때문에, 세페이드 변광성들은 외부 은하 혹은 성단까지의 거리를 재는 데 사용되는, 이상적인 표준광원의 역할을 하고 있다. 물론 우리는 어떤 세페이드 변광성의 정확한 위치를 모르기 때문에 약간의 오차는 존재할 수 있다. 이 오차는 관측 결과에 크게 영향을 줄 정도는 아니다.
상대적으로 매우 밝기 때문에 세페이드 변광성들은 매우 먼 곳에서도 보인다. [[에드윈 허블]]은 [[안드로메다 은하]]에 있는 세페이드 몇 개를 처음으로 찾아냈으며, '외부은하'의 존재를 입증했다(이 당시만 해도 외부은하에 대한 개념은 존재하지 않았다). 최근 [[허블 우주 망원경]]은 6천만 광년 떨어진 [[처녀자리 은하단]]에 있는 세페이드 항성 여럿을 발견하는 데 성공했다.
== 주기-광도 관계 ==
I형 세페이드 변광성들의 주기 <math>P</math>와 [[절대 등급]] <math>M_v</math> 사이의 관계는 [[20세기]] 많은 천문학자들의 관측에 의해 경험적으로 얻은 결과이다. 천문학자들은 다른 수단으로 거리를 알아 낸 세페이드 항성들로부터 얻은 자료들을 통해서, 이 관계성을 측정하고 있다. 1913년 [[헤르츠스프룽]]이 처음으로 주기-광도 관계 계산을 시도했으나,<ref>Hertzsprung, Ejnar. "Uber die raumliche Verteilung der Verlandlichen vom Delta Cephei – typus". ''Astronomische Nachrichten''. 196 (1913) 201-210.</ref> [[우주 먼지]]에 대해 고려하지 않았기 때문에 그가 구한 값은 매우 부정확했다. 이후 [[1968년]] [[앨런 샌데이지]]와 [[구스타브 탐맨]]의 새로운 계산으로 주기-광도 관계값이 갱신되었다.<ref>Sandage, Allan & Gustav A. Tammann. " A composite period-luminosity relation for Cepheids at mean and maximum light". ''Astrophysical Journal''. 151 (1968) 531-545.</ref>
[[1997년]] 마이클 피스트와 로빈 캐치폴이 더욱 정확한 계산값을 내놓았다. [[히파르코스 위성]]의 자료를 통해, 피스트와 캐치폴은 [[시차|삼각시차]]를 이용하여 많은 외부은하외부은하의 세페이드까지의세페이드 변광성까지의 거리를 계산했다. 이를 통해 나온 주기-광도 관계식은 다음과 같다.
: <math> M_v = -2.81 log(P) - (1.43 \pm 0.1) \, </math>
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