세페이드 변광성: 두 판 사이의 차이

'''세페이드 변광성''' 또는 '''세페이드''', '''케페우스형 변광성''', '''성단형 변광성'''은 [[변광성]]의 특정 유형으로서 이들의 [[불안정띠|변광]] 주기와 절대[[광도]] 사이의 정확한 관계성으로 유명하다. 같은 이름을 쓰는 동시에 세페이드 변광성을 대표하는 원형별은 [[세페우스자리 델타]]이며, [[1784년]] [[존 구드리케]]가 이 별이 변광성임을 발견했다. '''세페이드''', '''케페우스형 변광성''', '''성단형 변광성''' 등으로도 불린다.

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 정리하였다.<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 산출하는, [[표준 광원]]으로서 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.