* 기간-뮤직 관계 : Cepheid 가변 별은 맥동 기간 (더 밝고 어둡게하는 데 걸리는 시간)과 고유 한 광도 (실제로 얼마나 많은 빛이 방출되는지) 사이에 예측 가능한 관계가 있습니다.
* 교정 관계 : 천문학 자들은 우리 은하에서 cepheids를 관찰 함으로써이 관계를 힘들게 교정했습니다.
* 측정 거리 : Cepheid의 맥동 기간을 알면 교정 된주기-발광 관계를 사용하여 고유 광도를 결정할 수 있습니다. 명백한 밝기 (우리에게 얼마나 밝게 나타나는지)를 본질적인 광도와 비교하면 역 제곱 법칙을 사용하여 거리를 계산할 수 있습니다.
다음은 프로세스의 고장입니다.
1. 먼 은하에서 Cepheid 변수 별을 관찰하십시오.
2. 맥동 기간을 측정하십시오.
3. 보정 된주기-발광 관계를 사용하여 본질적인 광도를 결정합니다.
4. 본질적인 광도를 명백한 밝기와 비교하십시오 (지구에서 얼마나 밝게 나타나는지)
역 제곱 법칙을 사용하여 거리를 계산합니다.
왜 cepheid 변수가 그렇게 중요한가?
* 그들은 우리가 다른 방법을 사용하기에는 너무 멀리 떨어진 은하의 거리를 측정 할 수있게합니다. 시차 (지구가 태양을 공전함에 따라 배경 별에 대한 별의 위치의 명백한 이동)는 비교적 근처의 별에만 유용합니다. Cepheids는 우리의 도달 범위를 수백만 광년으로 확장합니다.
* 그들은 더 먼 거리를 측정하는 데 중요한 디딤돌을 제공합니다. Cepheids를 사용하여 측정 한 거리는 IA 초신성과 같은 다른 표준 촛불을 교정하는 데 사용될 수 있으며, 이는 더 먼 거리에서 볼 수 있습니다.
한계 :
* cepheids는 비교적 희귀하고 희미합니다. 이것은 너무 멀지 않은 은하로의 사용을 제한합니다.
* 먼지는 Cepheids의 빛을 가릴 수 있습니다. 이로 인해 명백한 밝기를 정확하게 측정하기가 어려울 수 있습니다.
이러한 한계에도 불구하고, Cepheid 변수는 우주에 대한 우리의 이해에 중요한 역할을하여 우주의 대규모 구조를 매핑하고 연령 및 확장률을 추정 할 수 있습니다.
