주기-광도 관계 문서 원본 보기

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[[파일:Storm2011_Cepheid_Data.svg|오른쪽|섬네일|<div style="text-align: center;"> 고전적 세페이드 변광성에 대한 주기-광도 관계</div>]]
'''주기-광도 관계'''는 천문학에서 맥동성 [[변광성]]의 [[광도 (천문학)|밝기]]와 [[맥동]]의 [[주기]] 사이의 관계이다. 이 중에서 가장 잘 알려진 관계로는 고전적 [[세페이드 변광성]]에 대한 [[비례]] 법칙이며, '''레빗의 법칙'''(Leavitt's law)이라고 종종 불리기도 한다.<ref>{{보도자료 인용|title=A century of cepheids: Two astronomers, a hundred years apart, use stars to measure the Universe |url=https://www.sdss.org/press-releases/cepheids/ |publisher=Sloan Digital Sky Survey |date=9 January 2018 |access-date=23 September 2019}}</ref> 1908년 [[헨리에타 스완 레빗]](Henrietta Swan Leavitt)이 발견한 이 관계에 의하여, 세페이드 변광성이 은하계 및 은하계 외 까지의 거리를 측정하기 위한 [[우주 거리 사다리|우주 기준]]의 기초 지표로 활용하게 되었다.<ref name="udalski99">{{저널 인용|제목=The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud|저널=Acta Astronomica|성=Udalski, A.|성2=Soszynski, I.|날짜=1999|권=49|쪽=223–317|arxiv=astro-ph/9908317|bibcode=1999AcA....49..223U|성3=Szymanski, M.|성4=Kubiak, M.|성5=Pietrzynski, G.|성6=Wozniak, P.|성7=Zebrun, K.}}</ref><ref name="sos08">{{저널 인용|제목=The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud|저널=Acta Astronomica|성=Soszynski, I.|성2=Poleski, R.|날짜=2008|권=58|쪽=163|arxiv=0808.2210|bibcode=2008AcA....58..163S|성3=Udalski, A.|성4=Szymanski, M. K.|성5=Kubiak, M.|성6=Pietrzynski, G.|성7=Wyrzykowski, L.|성8=Szewczyk, O.|성9=Ulaczyk, K.}}</ref><ref name="freedman2001">{{저널 인용|제목=Final Results from the ''Hubble Space Telescope'' Key Project to Measure the Hubble Constant|저널=The Astrophysical Journal|성=Freedman|이름=Wendy L.|성2=Madore|이름2=Barry F.|날짜=2001|권=553|호=1|쪽=47–72|arxiv=astro-ph/0012376|bibcode=2001ApJ...553...47F|doi=10.1086/320638|성3=Gibson|이름3=Brad K.|성4=Ferrarese|이름4=Laura|성5=Kelson|이름5=Daniel D.|성6=Sakai|이름6=Shoko|성7=Mould|이름7=Jeremy R.|성8=Kennicutt, Jr.|이름8=Robert C.|성9=Ford|이름9=Holland C.}}</ref><ref name="tammannsandage2008">{{저널 인용|제목=The expansion field: the value of H 0|저널=The Astronomy and Astrophysics Review|성=Tammann|이름=G. A.|성2=Sandage|이름2=A.|날짜=2008|권=15|호=4|쪽=289–331|arxiv=0806.3018|bibcode=2008A&ARv..15..289T|doi=10.1007/s00159-008-0012-y|성3=Reindl|이름3=B.}}</ref><ref name="majaess2009">{{저널 인용|제목=Characteristics of the Galaxy according to Cepheids|저널=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|성=Majaess|이름=D. J.|성2=Turner|이름2=D. G.|날짜=2009|권=398|호=1|쪽=263–270|arxiv=0903.4206|bibcode=2009MNRAS.398..263M|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x|성3=Lane|이름3=D. J.}}</ref><ref name="freedman2010">{{저널 인용|제목=The Hubble Constant|저널=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|성=Freedman, Wendy L.|성2=Madore, Barry F.|날짜=2010|권=48|쪽=673–710|arxiv=1004.1856|bibcode=2010ARA&A..48..673F|doi=10.1146/annurev-astro-082708-101829}}</ref> 고전적 세페이드 변광성에 대하여 레빗의 법칙을 설명할 수 있는 [[물리학]] 모델은 [[카파 메커니즘]]이다.

== 역사 ==
[[파일:HSLeavittHSCr13Fig2_1912.jpg|오른쪽|섬네일| 레빗의 1912년 논문의 도표. 가로축은 해당하는 세페이드 주기의 로그이고 세로축은 [[겉보기등급|겉보기 등급]]이다. 그려진 선은 각각 별의 최소 밝기와 최대 밝기에 해당한다.<ref name="Leavitt1912" /><ref>{{웹 인용|url=http://www.aavso.org/vsots_delcep|제목=Delta Cephei|성=Kerri Malatesta|날짜=16 July 2010|출판사=American Association of Variable Star Observers}}</ref>]]
[[래드클리프 칼리지]]를 졸업한 레빗은 [[하버드 대학교 천문대]]에서 별의 밝기를 측정하고 분류하기 위해 [[사진건판]]을 검사하는 "[[계산수]]"(computer)로 일했다. 천문대 책임자인 [[에드워드 찰스 피커링]]은 [[페루]] [[아레키파]]에 있는 하버드 천문대의 보이든 관측소에서 [[브루스 천체 사진기]](Bruce Astrograph)로 찍은 사진판에 기록된 [[소마젤란 은하|소마젤란 성운]]과 [[대마젤란 은하|대마젤란 성운]]의 변광성 연구를 레빗에게 맡겼다. 그녀는 1777개의 변광성을 확인했으며 그 중 47개를 세페이드 변광성으로 분류했다. 1908년 그는 밝은 변광성이 더욱 긴 주기를 갖는다는 점에 주목하여 하버드 대학의 《천문대 연감》(''Annals of the Astronomical Observatory'')에 그 결과를 발표했다.<ref name="Leavitt1908">{{저널 인용|제목=1777 variables in the Magellanic Clouds|저널=Annals of Harvard College Observatory|성=Leavitt|이름=Henrietta S.|날짜=1908|권=60|쪽=87–108|bibcode=1908AnHar..60...87L}}</ref> 이 작업에 기초하여 레빗은 1912년에 발행된 소마젤란 성운에 있는 25개의 세페이드 변광성 샘플의 주기와 밝기 사이의 관계를 주의 깊게 검토하였다.<ref name="Leavitt1912">{{저널 인용|제목=Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud|저널=Harvard College Observatory Circular|성=Leavitt|이름=Henrietta S.|성2=Pickering|이름2=Edward C.|날짜=1912|권=173|쪽=1–3|bibcode=1912HarCi.173....1L}}</ref> 이 논문에 대한 교신과 서명은 에드워드 피커링에 의해 이루어졌지만 논문의 첫 번째 문장에는 "이 논문이 미스 레빗에 의하여 준비된 것"으로 표기하고 있다.

1912년 논문에서 레빗은 항성의 [[겉보기등급|겉보기 등급]]과 주기의 로그 값 사이의 관계를 그래프로 표시하고 다음과 같이 밝혔다.
{{quote|최대값과 최소값에 해당하는 각 계열의 점들 사이에 직선을 쉽게 그릴 수 있으므로 세페이드 변광성의 밝기와 주기 사이에는 간단한 관계가 있음을 알 수 있다.(A straight line can be readily drawn among each of the two series of points corresponding to maxima and minima, thus showing that there is a simple relation between the brightness of the Cepheid variables and their periods.)<ref name="Leavitt1912"/>}}

소마젤란 성운 내의 모든 [[세페이드 변광성]] 거의 같은 거리에 있다는 단순화된 가정을 사용하면, 각 별의 [[겉보기등급|겉보기 등급]]은 해당 거리에 따라 고정된 일정한 양 만큼 수정이 된 [[절대등급|절대 등급]]과 동일하다. 이 논리에 의하여 레빗은 주기의 로그값이 별의 내재적인 평균 광도([[가시광선]] 영역에서 별에 의하여 방출되는 파워의 양)의 로그값에 비례한다는 것을 확립할 수 있었다.<ref name="fernie1969" />

마젤란 성운까지의 거리를 당시에는 알 수 없었기 때문에 이 밝기에는 미지의 비례 계수가 있었다. 레빗은 일부 세페이드 변광성에 대한 광시차가 측정될  수 있을 것이라는 희망을 표명했다. 그녀가 결과를 보고한 지 1년 후, [[아이나르 헤르츠스프룽]](Ejnar Hertzsprung)은 [[우리은하]]에 있는 여러 세페이드의 거리를 측정했으며 이 보정을 통해 모든 세페이드까지의 거리를 결정할 수 있었다.<ref name="fernie1969">{{저널 인용|제목=The Period–Luminosity Relation: A Historical Review|저널=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|성=Fernie|이름=J.D.|날짜=December 1969|권=81|호=483|쪽=707|bibcode=1969PASP...81..707F|doi=10.1086/128847}}</ref>

이 관계는 1918년 [[할로 섀플리]](Harlow Shapley)가 [[구상성단|구상 성단]]까지의 거리와 구상 성단에서 발견된 [[거문고자리 RR형 변광성|성단 변광성]]의 [[절대등급|절대 등급]]을 조사하는데 사용되었다. 일반적으로 세페이드로 알려진 여러 유형의 맥동성 변광성에 대해서는 발견된 관계에 불일치가 있다는 것은 당시에는 거의 언급되지 않았다. 이러한 불일치는 [[안드로메다 은하]] 주변의 구상 성단에 대한 [[에드윈 허블]]의 1931년 연구에 의해 확인되었다. 해법은 1950년대까지 발견되지 않았는데, 이 때에 [[항성의 종족|집단 II]] 세페이드 변광성들이 [[항성의 종족|집단 I]] 세페이드 변광성들 보다 체계적으로 어둡다는 것이 밝혀졌다. [[클러스터 변광성|군집 변광성]]([[거문고자리 RR형 변광성]])은 여전히 더 어두웠다.<ref name="baade1956">{{저널 인용|제목=The Period-Luminosity Relation of the Cepheids|저널=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|성=Baade|이름=W.|연도=1956|권=68|호=400|쪽=5|bibcode=1956PASP...68....5B|doi=10.1086/126870}}</ref>

== 관계 ==
주기-광도 관계는 유형 I 세페이드; 유형 II 세페이드; [[거문고자리 RR 변광성|거문고자리 RR형 변광성]](RR Lyrae variables); [[미라형 변광성]] ; 및 기타 [[장주기 변광성]] 등 다양한 유형의 [[변광성|맥동성 변광성]]에 대하여 알려져 있다. .<ref name="sesar2017">{{저널 인용|제목=A Probabilistic Approach to Fitting Period–luminosity Relations and ValidatingGaia ''Parallaxes''|저널=The Astrophysical Journal|성=Sesar|이름=Branimir|성2=Fouesneau|이름2=Morgan|연도=2017|권=838|호=2|쪽=107|arxiv=1611.07035|bibcode=2017ApJ...838..107S|doi=10.3847/1538-4357/aa643b|성3=Price-Whelan|이름3=Adrian M.|성4=Bailer-Jones|이름4=Coryn A. L.|성5=Gould|이름5=Andy|성6=Rix|이름6=Hans-Walter}}</ref>

=== 고전적 세페이드 ===
[[파일:Period-Luminosity_Relation_for_Cepheids.png|섬네일| 세페이드의 주기-광도 관계]]
고전적인 세페이드 주기-광도 관계는 [[아이나르 헤르츠스프룽]](Hertzsprung)을 시작으로 20세기 내내 많은 천문학자들에 의해 보정되었다.<ref>{{저널 인용|제목=Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus|저널=Astronomische Nachrichten|성=Hertzsprung|이름=Ejnar|연도=1913|권=196|쪽=201|bibcode=1913AN....196..201H}}</ref> 주기-광도 관계를 보정하는 데는 문제가 있었다. 그러나 2007년 베네딕트 등(Benedict et al.)에 의해 가까이 있는 10개의 고전 세페이드에 대한 정확한 HST 시차를 사용하여, 확실한 은하계 보정이 확립되었다.<ref name="benedict2007">{{저널 인용|제목=Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations|저널=The Astronomical Journal|성=Benedict|이름=G. Fritz|성2=McArthur|이름2=Barbara E.|연도=2007|권=133|호=4|쪽=1810|arxiv=astro-ph/0612465|bibcode=2007AJ....133.1810B|doi=10.1086/511980|성3=Feast|이름3=Michael W.|성4=Barnes|이름4=Thomas G.|성5=Harrison|이름5=Thomas E.|성6=Patterson|이름6=Richard J.|성7=Menzies|이름7=John W.|성8=Bean|이름8=Jacob L.|성9=Freedman|이름9=Wendy L.}}</ref> 또한 2008년에 [[유럽 남방 천문대|ESO]] 천문학자들은 [[광 에코]](light echo)를 포함하는 성운으로부터의 광 에코를 사용하여 [[고물자리 RS 세페이드|고물자리 RS형 세페이드]](Cepheid RS Puppis)까지의 거리를 1% 이내의 정확도로 추정했다.<ref>{{저널 인용|제목=The long-period Galactic Cepheid RS Puppis|저널=Astronomy and Astrophysics|성=Kervella|이름=P.|성2=Mérand|이름2=A.|url=https://hal.archives-ouvertes.fr/hal-00250342|연도=2008|권=480|쪽=167|arxiv=0802.1501|bibcode=2008A&A...480..167K|doi=10.1051/0004-6361:20078961|성3=Szabados|이름3=L.|성4=Fouqué|이름4=P.|성5=Bersier|이름5=D.|성6=Pompei|이름6=E.|성7=Perrin|이름7=G.}}</ref> 그러나 후자의 발견은 문헌에서 활발하게 논쟁이 되었다.<ref name="Bond_2009">{{저널 인용|제목=On geometric distance determination to the Cepheid RS Puppis from its light echoes|저널=Astronomy and Astrophysics|성=Bond|이름=H. E.|성2=Sparks|이름2=W. B.|연도=2009|권=495|호=2|쪽=371|arxiv=0811.2943|bibcode=2009A&A...495..371B|doi=10.1051/0004-6361:200810280}}</ref>

유형 I 세페이드의 주기 ''P'' 와 평균 [[절대등급|절대 등급]] ''M'' <sub>v</sub> 사이의 관계는 [[허블 우주망원경|허블 우주 망원경]]에 의한 [[시차 (천문학)|삼각 시차]]로부터 인근 세페이드 10개에 대해 설정되었다.

: <math> M_\mathrm{v} = (-2.43\pm0.12) \left(\log_{10}P - 1\right) - (4.05 \pm 0.02) \, </math>

''P'' 의 단위는 일(날)이다.<ref name="benedict2002">{{저널 인용|제목=Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei|저널=The Astronomical Journal|성=Benedict|이름=G. Fritz|성2=McArthur|이름2=B. E.|연도=2002|권=124|호=3|쪽=1695|arxiv=astro-ph/0206214|bibcode=2002AJ....124.1695B|doi=10.1086/342014|성3=Fredrick|이름3=L. W.|성4=Harrison|이름4=T. E.|성5=Slesnick|이름5=C. L.|성6=Rhee|이름6=J.|성7=Patterson|이름7=R. J.|성8=Skrutskie|이름8=M. F.|성9=Franz|이름9=O. G.}}</ref><ref name="benedict2007" /> 다음의 관계식을 이용하여 고전적 세페이드까지의 거리를 계산할 수도 있다.

== 영향 ==
[[파일:Delta_Cephei_lightcurve.jpg|오른쪽|섬네일|<div style="text-align: center;"> 변광성 [[세페우스자리 델타]]의 위상 광곡선.</div>]]
[[고전적 세페이드]](집단 I 세페이드, 유형 I 세페이드 또는 델타 세페이드 변광성이라고도 함)는 수일에서 수개월 정도의 매우 규칙적인 주기로 맥동을 한다. 세페이드 변광성은 1784년 [[에드워드 피곳]](Edward Pigott )에 의하여 처음에는 [[독수리자리 에타]](Eta Aquilae)에서 최초로 발견되었고,<ref>{{저널 인용|제목=Observations of a new variable star|저널=Philosophical Transactions of the Royal Society|성=Pigott|이름=Edward|연도=1785|권=75|쪽=127–136|bibcode=1785RSPT...75..127P|doi=10.1098/rstl.1785.0007}}</ref> 몇 달 후 [[존 구드릭]](John Goodricke)은 고전적 세페이드 변광성의 시조인 [[세페우스자리 델타]](Delta Cephei)의 변동성을 통해 발견되었다.<ref>{{저널 인용|제목=A series of observations on, and a discovery of, the period of the variation of the light of the star marked δ by Bayer, near the head of Cepheus. In a letter from John Goodricke, Esq. to Nevil Maskelyne, D.D.F.R.S. and Astronomer Royal|저널=Philosophical Transactions of the Royal Society of London|성=Goodricke, John|url=https://books.google.com/books?id=0YMFAAAAQAAJ&pg=PA48|연도=1786|권=76|쪽=48–61|bibcode=1786RSPT...76...48G|doi=10.1098/rstl.1786.0002}}</ref> 세페이드 변광성의 대부분은 밝기의 급격한 증가와 급격한 반전을 보이는 독특한 광도 곡선 모양으로 식별된다.

고전적인 세페이드는 태양보다 4-20배 더 무겁고<ref name="turner96">{{저널 인용|제목=The Progenitors of Classical Cepheid Variables|저널=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada|성=Turner, David G.|날짜=1996|권=90|쪽=82|bibcode=1996JRASC..90...82T}}</ref> 최대 100,000배 더 밝다.<ref name="turner10">{{저널 인용|제목=The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale|저널=Astrophysics and Space Science|성=Turner|이름=David G.|날짜=2010|권=326|호=2|쪽=219–231|arxiv=0912.4864|bibcode=2010Ap&SS.326..219T|doi=10.1007/s10509-009-0258-5}}</ref> 이 세페이드는 [[항성분류|분광 등급]] F6 – K2의 [[밝은 거성|황색 거성]] 및 [[초거성]]이며 맥동 주기 동안 반지름이 10% 정도 변한다.<ref>{{저널 인용|제목=Radius variation and population type of cepheid variables|저널=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|성=Rodgers, A. W.|날짜=1957|권=117|쪽=85–94|bibcode=1957MNRAS.117...85R|doi=10.1093/mnras/117.1.85}}</ref>

[[마젤란 성운]]의 세페이드에 대한 레빗의 연구는 그녀로 하여금 [[세페이드 변광성]]의 광도와 주기 사이의 관계를 발견하도록 이끌었다. 그녀의 발견은 천문학자들에게  원거리의 [[은하]]까지의 거리를 측정하는 최초의 [[우주 거리 사다리|'''표준 촉광''']]을 제공했다. 세페이드는 [[안드로메다 은하|안드로메다]]와 같은 다른 은하에서도 곧 발견되었으며(특히 1923-1924년에 [[에드윈 허블]]에 의하여), "나선성운"이 [[우리은하]]에서 멀리 떨어진 독립적인 은하라는 증거의 중요한 부분이 되었다. 레빗의 발견은, [[대논쟁 (천문학)|"대논쟁"]] 과정에서 [[할로 섀플리]]에 의하여 태양이 은하 중심에서 이동되고 그후 허블에 의하여 우주의 중심에서 우리 은하가 이동되는 등, 우주론에서 근본적 변화가 일어나는 기초가 되었다. 주기-광도 관계는 은하간 척도에서 거리를 정확하게 측정할 수 있는 방법을 제공하여 우주의 구조와 규모에 대한 이해와 함께 현대 천문학의 새로운 시대를 열었다.<ref name="carnegiescience">"1912: Henrietta Leavitt Discovers the Distance Key." Everyday Cosmology. N.p., n.d. Web. 20 Oct. 2014. {{웹 인용|url=http://cosmology.carnegiescience.edu/timeline/1912|제목=1912: Henrietta Leavitt Discovers the Distance Key &#124; Everyday Cosmology|보존url=https://web.archive.org/web/20140604195000/http://cosmology.carnegiescience.edu/timeline/1912|보존날짜=2014-06-04|url-status=dead|확인날짜=2016-10-05}}</ref> [[조르주 르메트르]]와 허블에 의한 팽창하는 우주의 발견은 레빗의 획기적인 연구에 의하여 가능하게 되었다. 허블은 레빗이 그의 업적으로 노벨상을 받을 자격이 있다고 종종 말하곤 했는데,<ref>{{웹 인용|url=http://www.oneminuteastronomer.com/2009/11/19/mile-markers-galaxies|제목=Mile Markers to the Galaxies|성=Ventrudo|이름=Brian|날짜=November 19, 2009|웹사이트=One-Minute Astronomer|보존url=https://web.archive.org/web/20150312233105/http://oneminuteastronomer.com/1107/mile-markers-galaxies/|보존날짜=March 12, 2015|url-status=dead|확인날짜=September 24, 2019}}</ref> 1924년 당시에 그녀는 이미 3년 전에 암으로 사망했기 때문에 노벨상 후보의 자격이 없었지만 [[왕립 스웨덴 과학한림원|스웨덴 과학 아카데미]] 회원에 의해 노벨상 후보로 지명되었다.<ref name="Singh">{{서적 인용|제목=Big Bang: The Origin of the Universe|url=https://archive.org/details/bigbangmostimpor0000sing_j9x2|성=Singh|이름=Simon|저자링크=Simon Singh|연도=2005|출판사=Harper Perennial|bibcode=2004biba.book.....S|isbn=978-0-00-715252-0}}</ref><ref name="Johnson">{{서적 인용|url=https://archive.org/details/missleavittsstar00john|제목=Miss Leavitt's Stars : The Untold Story of the Woman Who Discovered How To Measure the Universe|성=Johnson|이름=George|날짜=2005|판=1st|출판사=Norton|위치=New York|isbn=978-0-393-05128-5}}</ref> (노벨상은 사후에 수여되지 않는다. )

== 각주 ==
{{각주}}

[[분류:고전적 세페이드 변광성]]
[[분류:위치천문학]]
[[분류:우주 거대구조]]