@hunhani입니다.오늘은 세페이드 변광성과 외부 은하에 대해 살펴보겠습니다. 
대문을 제작해주신 
세페이드 변광성은 변광성의 특정 유형으로 이들의 변광 주기와 절대 광도 사이의 정확한 상호 관계성을 갖습니다. 따라서 지구에서 해당 변광성이 있는 성단이나 은하까지의 거리를 산출하는 표준 광원으로서 사용되는데요. 지구에서 가장 가까운 세페이드 변광성들을 이용하여 주기-광도 관계를 매우 정확하게 계산할 수 있습니다. 이 세페이드 변광성을 기반으로 산출된 거리 값은 현재 가능한 방법들을 통해 얻을 수 있는 결과물 중 가장 신뢰도가 높지요. 세페이드 변광성들은 상대적으로 매우 밝기 때문에 매우 먼 곳에서도 보입니다. 지구에 가까우면서 거리를 정확하게 알고 있는 세페이드 변광성들을 통해 그 세페이드 변광성이 있는 은하까지의 거리를 측정할 수 있죠. 매우 밝은데다 거리를 정확하게 알 수 있으니 외부 은하 혹은 성단까지의 거리를 재는 데 사용되는 이상적인 표준 광원의 역할을 할 수 있는 것입니다. 때문에 세페이드 변광성은 1세기에 걸쳐 표준 광원으로 사용되어 왔고, 외부 은하 거리척도의 일익을 담당하고 있습니다.
대다수의 세페이드 변광성은 빠른 속도로 밝아졌다가 천천히 어두워집니다. 광도의 변화는 항성 대기에 있는 헬륨이 이온화되기 때문에 일어나는데요. 이온화 과정에서 항성의 대기는 빛에 대하여 더욱 불투명해집니다. 이온화 과정 이후 주기적으로 탈이온화가 진행되는데 이 이온화-탈이온화 주기는 해당 항성의 동역학적 시간척도와 일치하기 때문에 그 별의 광도와 평균 밀도에 관한 정보를 제공해줍니다.
세페이드 변광성은 별이 팽창과 수축을 반복하여 크기가 변하면서 별의 밝기가 주기적으로 변하는 맥동 변광성 중에서 특히 변광 주기가 1일에서 50일 사이의 별을 일컫습니다. 밝은 세페이드 변광성일수록 변광 주기가 긴데요. 따라서 더 천천히 깜박거리죠. 별의 밝기는 거리의 제곱에 반비례하여 줄어든다는 점을 이용하여 맥동 변광성의 변광 주기를 측정하면 그 변광성의 실제 밝기(절대 등급)을 알 수 있습니다. 즉, 변광 주기가 짧을 수록 광도가 낮아 절대 등급이 높아진다는 사실을 이용하는 거죠.
세페이드 변광성들의 변광 주기와 절대 등급 사이의 관계는 20세기 많은 천문학자들의 관측에 의해 경험적으로 얻어졌습니다. 이후로도 천문학자들은 다른 수단으로 거리를 알아 낸 세페이드 항성들로부터 얻은 자료들을 통해서 이 관계성을 다시 검토해보고 있는데요. 1913년 헤르츠스프룽이 처음으로 주기-광도 관계 계산을 시도했으나 우주 먼지에 대해 고려하지 않았기 때문에 그가 구한 값은 매우 부정확했습니다. 이후 1968년 앨런 샌데이지와 구스타브 탐맨의 새로운 계산으로 주기-광도 관계값이 갱신되었고, 1997년 마이클 피스트와 로빈 캐치폴이 더욱 정확한 계산값을 내놓았습니다. 피스트와 캐치폴은 삼각시차를 이용하여 많은 외부은하의 세페이드 변광성까지의 거리를 계산해내는데 성공했습니다.
외부 은하는 우리 은하 바깥 저 너머에 존재하는 천체들을 의미합니다. 1920년 나선 성운의 정체와 거리에 대한 천문학의 대논쟁이 있었습니다. 에드윈 허블의 등장으로 외부 은하의 존재에 대한 논쟁이 종결되었습니다.
