宇宙は、本当に、本当に広いところです。 その大きさたるや、想像を絶するほどです。 実際、数十年にわたる観測に基づき、天文学者は現在、観測可能な宇宙の大きさは約460億光年であると信じています。
この中で最も難しいのは、関係する距離を正確に測定することです。 しかし、近代天文学の誕生以来、ますます正確な方法が進化してきました。
赤方偏移や遠くの星や銀河から届く光を調べるほかに、天文学者は、銀河系内外の天体の距離を決定するために、ケフェウス座変光星 (CV) として知られる星の種類に依存しています。
さらに、これらの脈動は絶対光度と直接関係しており、明確に定義された予測可能な期間（1～100日の範囲）内で発生します。
この名前は、ケフェウス座の変光星で、最初に同定されたデルタ・ケフェイ (Delta Cephei) に由来します。
天文学での使用
変動周期と CV 星の光度の関係は、宇宙の中の天体の距離を決定するのに非常に有用である。
この式は、m – M = 5 log d – 5 – ここで、m は天体の見かけの等級、M は天体の絶対等級、d は天体までの距離 (パーセク) を示します。 ケフェイド変光星の観測距離は約2000万光年で、地球からの視差測定では最大約65光年、ESAのヒッパルコス計画では326光年余りであった。
明るく、100万光年先まではっきり見えるので、近くにある他の明るい星と簡単に見分けがつくのです。
クラス
ケフェイド変光星は、質量、年齢、進化の歴史の違いにより、古典的ケフェイドとタイプIIケフェイドの2つのサブクラスに分類されます。 古典ケフェウス座は、太陽の4～20倍の質量を持ち、最大10万倍の明るさを持つ人口I型（金属に富む）変光星です。
これらのケフェイド星は、典型的には黄色の明るい巨星や超巨星 (スペクトルクラス F6 – K2) で、脈動周期の間に半径が数百万キロメートルも変化します。
II 型ケフェウスは、典型的な 1 日から 50 日の周期で脈動する人口 II (金属に乏しい) 変動星です。
II型ケフェウス座はまた、周期によってBL Her、W Virginis、RV Tauriのサブクラス（具体例にちなんで命名）に細分され、それぞれ1～4日、10～20日、20日以上の周期を持つ星である。
また、どちらにも属さない「異常ケフェイド」と呼ばれるものもあります。
また、どちらにも属さない変光星もあり、これは異常ケフェイドと呼ばれています。
また、ごく一部のケフェイド変光星は、同時に2つのモードで脈動していることが観測されており、ダブルモード・ケフェイドと呼ばれています。
観測の歴史
最初に発見されたケフェウス座の変数は、1784年9月10日にイギリスの天文学者エドワード・ピゴットが観測した「わし座のエータ」です。 その数ヵ月後、イギリスのアマチュア天文家ジョン・グッドリックによって、この星座の名前の由来となったデルタ・ケフェイが発見されました。
1908年、マゼラン雲の中の変光星の調査中に、アメリカの天文学者 Henrietta Swan Leavitt は古典ケフェイド星の周期と光度の関係を発見します。
その後、何人かの天文学者がケフェウス座の研究を行うことになります。 1925年には、エドウィン・ハッブルが天の川銀河とアンドロメダ銀河の距離を、アンドロメダ銀河のケフェウス座の変光星から割り出すことに成功したのです。
天の川銀河と他の銀河の距離を測定し、ヴェスト・スライファーの赤方偏移の測定値と組み合わせることで、ハッブルとミルトン・L・ヒューマソンはハッブルの法則を定式化することができました。
さらに20世紀には、ケフェウス座を異なるクラスに分類することで、天文学的距離の決定における問題を解決することが可能になりました。 これは、1940 年代に、サイズ、年齢、および光度に基づいて、古典的なケフェイドと II 型の違いを認識した Walter Baade によって、主に行われました。
制限
天体距離を決める上で価値があるとはいえ、この方法にはいくつかの制限があります。
これらの未解決の問題により、ハッブル定数は 100 万パーセク (Mpc) あたり 60 km/s から 80 km/s/Mpc までと、異なる値が引用されています。
しかし、機器と方法の改善により、ケフェウス座変光星の観測精度は向上しています。
ユニバース・トゥデイでは、ケフェウス座変光星に関する興味深い記事をたくさん書いています。
天文学者が宇宙の距離を測定する新しい方法を発見、天文学者が光エコーで星までの距離を測定、天文学者がハッブル定数を改良してダークエネルギーに迫る、などの興味深いエピソードがあります。
天文キャストは、恒星集団 I と II の違いを説明する興味深いエピソードを紹介しています。