"세페이드 변광성"의 두 판 사이의 차이

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(→‎표준 광원으로써의 쓰임: "표준 광원으로써"가 자격(광원으로서의 표준)을 나타내므로 "~으로서"가 옳다.)
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.
 
== 상술물리적 특징 ==
세페이드는 보통 [[항성종족 I]]에 속하는 황색 [[거성]]으로, 수축과 팽창을 통해 밝기가 주기적으로 변한다. 세페이드 변광성들의 광도는 [[태양]]의 10<sup>3</sup> ~ 10<sup>4</sup>배이다. 세페이드들이 항성종족 I에 속하기 때문에 이들은 가끔 I형 세페이드로 불리운다. 유사한(그러나 [[항성종족 II]]에 속한) [[처녀자리 W형 변광성]]들은 II형 세페이드로 불리운다.
 
세페이드 변광성의 밝기 변화 주기는 짧게는 1일에서 길게는 50일까지 다양하다. 그러나 개개의 별들 사이에 약간의 차이는 있지만, 대다수의 세페이드는 빠른 속도로 밝아졌다가 천천히 어두워진다.<ref>{{웹 인용
| url = http://logencyber.encyber.com/search_w/ctdetail.php?masterno=151444&contentno=151444
| 제목 = 엔싸이버: 세페이드 변광성
| 확인일자 = 2009-03-30
| 저자 = 두산 엔싸이버
}}</ref>
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].
 
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