{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:HR-vartype.svg|섬네일|400px|[[헤르츠스프룽-러셀 도표]]에 여러 [[변광성]]을 표시한 도표.]]

'''고전적 세페이드 변광성'''({{lang|en|Classical Cepheid variable}})은 [[세페이드 변광성]]의 일종으로, [[항성의 종족|종족 I]]에 속하며, 주기는 수에서 수십 일이고, [[등급 (천문학)|등급]]의 변동 [[진폭]]은 2등급까지 올라가기도 한다. 고전적 세페이드 변광성은 '''종족 I 세페이드 변광성'''({{lang|en|Population I Cepheids}}), '''I형 세페이드 변광성'''({{lang|en|Type I Cepheids}}), '''세페우스자리 델타형 변광성'''({{lang|en|Delta Cepheid variables}})이라고도 부른다.

고전적 세페이드 변광성은 [[광도]]와 변광 주기 간에 명확한 [[주기-광도 관계|주기성]]을 띄며,<ref name=OGLE_4>{{저널 인용|bibcode=1999AcA....49..223U|title=The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud|journal=Acta Astronomica |volume=49|pages=223–317|last1=Udalski|first1=A.|last2=Soszynski|first2=I.|last3=Szymanski|first3=M.|last4=Kubiak|first4=M.|last5=Pietrzynski|first5=G.|last6=Wozniak|first6=P.|last7=Zebrun|first7=K.|year=1999|arxiv = astro-ph/9908317 }}</ref><ref name=OGLE_1/> 이 성질을 이용해 주요 [[우주 거리 사다리]]로 사용되고 있다.<ref name=freedman2001/><ref name=tammannsandage2008/><ref name=majaess2009/><ref name=freedman2010>{{저널 인용|bibcode=2010ARA&A..48..673F|title=The Hubble Constant|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=48|pages=673–710|last1=Freedman|first1=Wendy L.|last2=Madore|first2=Barry F.|year=2010|doi=10.1146/annurev-astro-082708-101829|arxiv = 1004.1856 |s2cid=13909389}}</ref> [[허블 우주망원경]]을 이용한 고전적 세페이드 변광성 관측을 통해, [[허블-르메트르 법칙]]을 더 확실하게 정의할 수 있었다.<ref name=freedman2001>{{저널 인용|bibcode=2001ApJ...553...47F|title=Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant|journal=The Astrophysical Journal|volume=553|issue=1|pages=47–72|last1=Freedman|first1=Wendy L.|last2=Madore|first2=Barry F.|last3=Gibson|first3=Brad K.|last4=Ferrarese|first4=Laura|last5=Kelson|first5=Daniel D.|last6=Sakai|first6=Shoko|last7=Mould|first7=Jeremy R.|last8=Kennicutt|first8=Robert C.|last9=Ford|first9=Holland C.|last10=Graham|first10=John A.|last11=Huchra|first11=John P.|last12=Hughes|first12=Shaun M. G.|last13=Illingworth|first13=Garth D.|last14=Macri|first14=Lucas M.|last15=Stetson|first15=Peter B.|year=2001|doi=10.1086/320638|arxiv = astro-ph/0012376 |s2cid=119097691}}</ref><ref name=tammannsandage2008/><ref name=freedman2010/><ref name=ngeow2006/><ref name=macririess2009/> 고전적 세페이드 변광성은 은하의 나선팔 구조나, 태양과 [[은하면]] 사이의 거리를 밝혀내는 데도 사용된다.<ref name=majaess2009>{{저널 인용|bibcode=2009MNRAS.398..263M|title=Characteristics of the Galaxy according to Cepheids|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=398|issue=1|pages=263–270|last1=Majaess|first1=D. J.|last2=Turner|first2=D. G.|last3=Lane|first3=D. J.|year=2009|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x|arxiv = 0903.4206 |s2cid=14316644}}</ref>

[[우리은하]]에서 발견된 고전적 세페이드 변광성은 800개가 있으며, 총 6,000개가 있으리라 추정하고 있다. [[마젤란 은하]]에서는 수천 개가 발견되어 있으며, 이보다 발견한 수가 많은 은하도 존재한다.<ref>{{저널 인용|bibcode=2003ASPC..298..237S|title=Cepheids: Observational properties, binarity and GAIA|journal=GAIA Spectroscopy: Science and Technology|volume=298|pages=237|last1=Szabados|first1=L.|year=2003}}</ref> [[허블 우주망원경]]은 1억 광년 떨어진 [[NGC 4603]]에서 고전적 세페이드 변광성을 발견하기도 하였다.<ref name="HST_NGC_4603_Cepheid_Distance">{{저널 인용| doi = 10.1086/307764| title = A Cepheid Distance to NGC 4603 in Centaurus| journal = The Astrophysical Journal| volume = 523| issue = 2| pages = 506| year = 1999| last1 = Newman | first1 = J. A. | last2 = Zepf | first2 = S. E. | last3 = Davis | first3 = M. | last4 = Freedman | first4 = W. L. | last5 = Madore | first5 = B. F. | last6 = Stetson | first6 = P. B. | last7 = Silbermann | first7 = N.| last8 = Phelps | first8 = R. |arxiv = astro-ph/9904368 |bibcode = 1999ApJ...523..506N | s2cid = 15343736}}</ref>

== 성질 ==
[[파일:Evolutionary track 5m.svg|섬네일|left|upright=1.0|{{태양질량|5}} 항성이 [[블루 루프]]를 지나며 [[불안정띠]]를 통과하는 진화 과정.]]
고전적 세페이드 변광성의 질량은 보통 태양보다 4배에서 20배 크며,<ref name=turner96>{{저널 인용|bibcode=1996JRASC..90...82T|title=The Progenitors of Classical Cepheid Variables|journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada|volume=90|pages=82|last1=Turner|first1=David G.|year=1996}}</ref> 광도는 1,000배에서 50,000배 가량 크며, 특이한 경우인 [[센타우루스자리 V810]]은 광도가 200,000배에 달하기도 한다.<ref name=turner10>{{저널 인용| doi = 10.1007/s10509-009-0258-5| title = The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale| journal = Astrophysics and Space Science| volume = 326| issue = 2| pages = 219–231| year = 2010| last1 = Turner | first1 = D. G. |arxiv = 0912.4864 |bibcode = 2010Ap&SS.326..219T | s2cid = 119264970}}</ref> [[항성분류]]적으로는 분광형 F6 ~ K2 사이의 거성에 속하며, 변광함에 따라 온도, 분광형, 지름 또한 변한다. 지름은 태양의 수십에서 수백 배 가량이다. 고전적 세페이드 변광성은 광도가 클수록 크기가 크고, 온도가 낮으며, 주기가 길다. 변광 시 광도 변화는 파장이 짧은 빛에서 더 두드러진다.<ref name=rodgers>{{저널 인용|bibcode=1957MNRAS.117...85R|title=Radius variation and population type of cepheid variables|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=117|pages=85–94|last1=Rodgers|first1=A. W.|year=1957|doi=10.1093/mnras/117.1.85|doi-access=free}}</ref>

세페이드 변광성은 대부분 고유진동이나, 첫 번째 [[배음]] 형태로 나타나며, 간혹 합성파 형태로도 나타난다.<ref name=OGLE_1/> 고전적 세피이드 변광성의 대부분은 고유진동 맥동체로 여겨지나, 광도곡선만으로는 진동의 형태를 구별하기 어렵다는 한계가 있다. 주기가 같을 경우, 배음 형태로 나타나는 변광성이 고유진동으로 나타나는 변광성보다 더 밝고 크기가 크다.<ref name=bobo>{{저널 인용| doi = 10.1086/320344| title = On the Pulsation Mode Identification of Short-Period Galactic Cepheids| journal = The Astrophysical Journal| volume = 552| issue = 2| pages = L141| year = 2001| last1 = Bono | first1 = G.| last2 = Gieren | first2 = W. P.| last3 = Marconi | first3 = M.| last4 = Fouqué | first4 = P.|arxiv = astro-ph/0103497 |bibcode = 2001ApJ...552L.141B | s2cid = 16131313}}</ref>

중간 질량 항성이 진화하여 [[주계열]]에서 탈출할 경우, 수소가 연소되는 도중 급격하게 [[불안정띠]]를 지나며, 헬륨 핵에서 핵융합이 개시되면 [[블루 루프]]를 통해 불안정띠를 다시 지나 온도가 높아지며 [[점근거성열]]로 향한다. {{태양질량|8 ~ 12}} 이상으로 질량이 큰 항성은 거성열에 닿기 전에 헬륨 연소가 시작되어 [[적색초거성]]이 되나, 이 경우에도 블루 루프를 통해 불안정띠를 지날 수 있다. 블루 루프에서의 지속 시간과 루프의 존재 여부 자체는 질량, [[금속함량]], 헬륨 함량에 따라 민감하게 달라지며, 경우에 따라 불안정띠를 여러 번 지나기도 한다. 세페이드 변광성의 주기와 화학 성분의 변화는 항성이 지나는 경로를 통해서 알아낼 수 있다.<ref name=svvul>{{저널 인용| doi = 10.1051/0004-6361:20040163| title = On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Vulpeculae| journal = Astronomy and Astrophysics| volume = 423| pages = 335–340| year = 2004| last1 = Turner | first1 = D. G.| last2 = Berdnikov | first2 = L. N.|bibcode = 2004A&A...423..335T | doi-access = free}}</ref>

고전적 세페이드 변광성은 B7 이상의 B형 [[주계열|주계열성]]으로, 핵에서 수소가 고갈되기 전의 상태이다. 더 크고 뜨거운 항성은 주기가 길고 더 밝은 변광성이 되며, 우리은하에 있는 태양과 금속함량이 비슷한 항성의 경우에는 처음 불안정띠를 지날 때까지 점차 질량을 잃어 주기가 50일 이하가 될 것으로 예상하고 있다. {{태양질량|20 ~ 50}} 정도에서는, 금속함량에 따라 적색초거성이 블루 루프를 지나지 않고 청색초거성으로 진화하지만, 이 경우에는 세페이드 변광성의 형태가 아닌 불안정한 [[황색극대거성]]의 형태를 띈다. 질량이 매우 큰 별은 불안정띠를 지날 정도로 냉각이 일어나지 않아 세페이드 변광성이 되지 않는다. 마젤란 은하처럼 금속함량이 낮은 경우, 항성의 질량 손실이 줄어들어 더 밝고 주기가 긴 세페이드 변광성이 만들어진다.<ref name=turner10/>

== 광도곡선 ==
[[파일:Delta Cephei lightcurve.jpg|섬네일|left|[[세페우스자리 델타]]의 광도곡선.]]
[[파일:Delta cephei ubvri engle 2014.png|right|섬네일|세페우스자리 델타의 UBVRI별 광도곡선으로, 대역별 변동 차이를 보여주고 있다.<ref name=engle2014>{{저널 인용| title = The Secret Lives of Cepheids: Evolutionary Changes and Pulsation-induced Shock Heating in the Prototype Classical Cepheid δ Cep | year = 2014 | last1 = Engle | first1 = Scott G. | last2 = Guinan | first2 = Edward F. | last3 = Harper | first3 = Graham M. | last4 = Neilson | first4 = Hilding R. | last5 = Remage Evans | first5 = Nancy | journal = The Astrophysical Journal | volume = 794 | issue = 1 | pages = 80 | doi = 10.1088/0004-637X/794/1/80 | arxiv = 1409.8628 | bibcode = 2014ApJ...794...80E| s2cid = 119189134 }}</ref>]]
고전적 세페이드 변광성의 [[광도곡선]]은 보통 최대 광도까지 급격하게 증가하고, 천천히 최소 광도로 돌아가는 불균형 형태를 띄는데, 이는 지름과 온도 변화 사이의 위상차로 인한 현상으로 추정하며, 이는 고전적 세페이드 변광성 중 가장 흔한 형태인 고유진동 맥동체의 성질로 여겨진다. 일부는 사인파 형태처럼 보이나 '언덕'처럼 밝기의 감소 속도가 줄거나 밝기가 잠시 증가하기도 하는데, 이는 고유진동과 첫 번째 배음의 공명으로 인한 것으로 보고 있다. '언덕' 형태는 [[독수리자리 에타]]처럼 주기 6일 정도의 별에서 밝기가 감소하는 기간에 제일 흔히 관측된다. 주기가 증가함에 따라 언덕의 위치는 광도 극대 쪽으로 이동하며, [[메크부다]]처럼 주기가 10일 정도가 되면 극대가 두 번 나타나거나, 극대와 합쳐지기도 한다. [[백조자리 X]]처럼 주기가 더 길면 광도가 증가하는 시기에 언덕이 나타나며,<ref name=Kovtyukh_et_al_2005>{{인용| postscript=.
 | title=Phase-dependent Variation of the Fundamental Parameters of Cepheids. II. Periods Longer than 10 Days
 | last1=Kovtyukh | first1=V. V. | last2=Andrievsky | first2=S. M.
 | last3=Belik | first3=S. I. | last4=Luck | first4=R. E.
 | display-authors=1 | journal=The Astronomical Journal
 | volume=129 | issue=1 | pages=433–453 | date=January 2005
 | doi=10.1086/426339 | bibcode=2005AJ....129..433K
}}</ref> 주기가 20일 이상이 되면 언덕이 사라진다.

고전적 세페이드 변광성 중 소수는 거의 대칭인 사인파 형태의 광도곡선을 보인다. 이러한 형태를 s형 세페이드 변광성이라고 부르며, 진폭이 작고, 주기가 짧다는 특징이 있다. [[궁수자리 X]] 등 대다수는 첫 번째 배음 이상에 속하지만, [[여우자리 S]] 등 극소수는 고유진동 상태임에도 이러한 광도곡선을 나타내기도 한다. 우리은하 내 첫 번째 배음에 속하는 변광성은 주기가 짧은 형태밖에 존재하지 않지만, 마젤란 은하 등 금속함량이 낮을 경우 주기가 길어진다. 마젤란 은하에는 배음이 높거나 둘 이상인 변광성도 여럿 존재하며, 이러한 항성은 진폭이 작고, 광도곡선이 불규칙하다.<ref name=OGLE_1>{{저널 인용|bibcode=2008AcA....58..163S|title=The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud|journal=Acta Astronomica|volume=58|pages=163|last1=Soszynski|first1=I.|last2=Poleski|first2=R.|last3=Udalski|first3=A.|last4=Szymanski|first4=M. K.|last5=Kubiak|first5=M.|last6=Pietrzynski|first6=G.|last7=Wyrzykowski|first7=L.|last8=Szewczyk|first8=O.|last9=Ulaczyk|first9=K.|year=2008|arxiv = 0808.2210 }}</ref><ref name=OGLE_7>{{저널 인용|bibcode=2010AcA....60...17S|title=The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. VII. Classical Cepheids in the Small Magellanic Cloud|journal=Acta Astronomica|volume=60|issue=1|pages=17|last1=Soszyñski|first1=I.|last2=Poleski|first2=R.|last3=Udalski|first3=A.|last4=Szymañski|first4=M. K.|last5=Kubiak|first5=M.|last6=Pietrzyñski|first6=G.|last7=Wyrzykowski|first7=Ł.|last8=Szewczyk|first8=O.|last9=Ulaczyk|first9=K.|year=2010|arxiv = 1003.4518 }}</ref>

== 발견 ==
[[파일:PSM V69 D184 Light curves of variable stars.png|섬네일|[[궁수자리 감마1]]과 [[독수리자리 에타]]의 광도곡선.]]
1784년 9월 10일 영국의 천문학자 [[에드워드 피고트]]가 [[독수리자리 에타]]의 변광 현상을 관측한 것이 최초의 고전적 세페이드 변광성 관측이었다. 하지만 세페이드 변광성이라는 이름의 유래는 [[세페우스자리 델타]]로, 바로 다음 달 [[존 구드릭]]이 발견하였다.<ref name=hoskin>{{저널 인용|bibcode=1979JHA....10...23H|title=Goodricke, Pigott and the Quest for Variable Stars|journal=Journal for the History of Astronomy|volume=10|pages=23–41|last1=Hoskin|first1=M.|year=1979|doi=10.1177/002182867901000103|s2cid=118155505}}</ref> 세페우스자리 델타는 특히 [[성단]]에 소속되어 있다는 특징과,<ref
name=dezeeuw1999>{{저널 인용|bibcode=1999AJ....117..354D|title=A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations|journal=The Astronomical Journal|volume=117|issue=1|pages=354–399|last1=De Zeeuw|first1=P. T.|last2=Hoogerwerf|first2=R.|last3=De Bruijne|first3=J. H. J.|last4=Brown|first4=A. G. A.|last5=Blaauw|first5=A.|year=1999|doi=10.1086/300682|arxiv = astro-ph/9809227 |s2cid=16098861}}</ref><ref name=majaess2012>{{저널 인용|bibcode=2012ApJ...747..145M|title=New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei|journal=The Astrophysical Journal|volume=747|issue=2|pages=145|last1=Majaess|first1=D.|last2=Turner|first2=D.|last3=Gieren|first3=W.|year=2012|doi=10.1088/0004-637X/747/2/145|arxiv = 1201.0993 |s2cid=118672744}}</ref> [[허블 우주망원경]] 및 [[히파르코스 (인공위성)|히파르코스]]의 정밀한 시차 측정을 통해, 세페이드 변광성의 주기-광도 관계의 정립에 크게 기여하였다.<ref name=benedict2002>{{저널 인용|bibcode=2002AJ....124.1695B|title=Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei|journal=The Astronomical Journal|volume=124|issue=3|pages=1695|last1=Benedict|first1=G. Fritz|last2=McArthur|first2=B. E.|last3=Fredrick|first3=L. W.|last4=Harrison|first4=T. E.|last5=Slesnick|first5=C. L.|last6=Rhee|first6=J.|last7=Patterson|first7=R. J.|last8=Skrutskie|first8=M. F.|last9=Franz|first9=O. G.|last10=Wasserman|first10=L. H.|last11=Jefferys|first11=W. H.|last12=Nelan|first12=E.|last13=Van Altena|first13=W.|last14=Shelus|first14=P. J.|last15=Hemenway|first15=P. D.|last16=Duncombe|first16=R. L.|last17=Story|first17=D.|last18=Whipple|first18=A. L.|last19=Bradley|first19=A. J.|year=2002|doi=10.1086/342014|arxiv = astro-ph/0206214 |s2cid=42655824}}</ref>

==주기-광도 관계==
{{본문|주기-광도 관계}} [[파일:Period-Luminosity Relation for Cepheids.png|섬네일|left|고전적 세페이드 변광성 및 II형 세페이드 변광성의 주기-광도 관계.]]
고전적 세페이드 변광성의 주기와 광도는 직접적 관련이 있으며, 단순화하면 주기가 길수록 광도가 크다. 고전적 세페이드 변광성에서의 광도-주기 관계는 1908년 [[마젤란 은하]]의 변광성을 연구하던 [[헨리에타 스완 레빗]]이 발견하였으며,<ref name=leavitt>{{저널 인용|bibcode=1908AnHar..60...87L|title=1777 variables in the Magellanic Clouds|journal=Annals of Harvard College Observatory|volume=60|pages=87|last1=Leavitt|first1=Henrietta S.|year=1908}}</ref> 연구 결과는 추가적인 증명을 첨부해 1912년 발표되었다.<ref>{{저널 인용|bibcode=1912HarCi.173....1L|title=Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud|journal=Harvard College Observatory Circular|volume=173|pages=1|last1=Leavitt|first1=Henrietta S.|last2=Pickering|first2=Edward C.|year=1912}}</ref> 주기-광도 관계를 통해 세페이드 변광성의 주기를 알면 광도를 알아낼 수 있으며, 겉보기등급을 측정하여 변광성까지의 거리를 알아낼 수 있다. 20세기 [[아이나르 헤르츠스프룽]]을 필두로 주기-광도 관계를 정립하려는 시도가 여럿 있었으나,<ref>{{저널 인용|bibcode=1913AN....196..201H|title=Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus|journal=Astronomische Nachrichten|volume=196|pages=201|last1=Hertzsprung|first1=Ejnar|year=1913}}</ref> 쉽게 정립되지 않다가, 2007년 허블 우주망원경을 사용하여 변광성 10개의 연주시차를 측정하여, 은하 단위에서의 질량-광도 단계가 정립되었고,<ref name=benedict2007>{{저널 인용|bibcode=2007AJ....133.1810B|title=Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations|journal=The Astronomical Journal|volume=133|issue=4|pages=1810|last1=Benedict|first1=G. Fritz|last2=McArthur|first2=Barbara E.|last3=Feast|first3=Michael W.|last4=Barnes|first4=Thomas G.|last5=Harrison|first5=Thomas E.|last6=Patterson|first6=Richard J.|last7=Menzies|first7=John W.|last8=Bean|first8=Jacob L.|last9=Freedman|first9=Wendy L.|year=2007|doi=10.1086/511980|arxiv = astro-ph/0612465 }}</ref> 2008년에는 [[유럽 남방 천문대]]에서 [[빛 메아리]]를 이용해 [[고물자리 RS]]까지의 거리를 1% 정확도로 측정하였으나,<ref>{{저널 인용| doi = 10.1051/0004-6361:20078961| title = The long-period Galactic Cepheid RS Puppis| journal = Astronomy and Astrophysics| volume = 480| pages = 167| year = 2008| last1 = Kervella | first1 = P.| last2 = Mérand | first2 = A.| last3 = Szabados | first3 = L.| last4 = Fouqué | first4 = P.| last5 = Bersier | first5 = D.| last6 = Pompei | first6 = E.| last7 = Perrin | first7 = G.|arxiv = 0802.1501 |bibcode = 2008A&A...480..167K | s2cid = 14865683| url = https://hal.archives-ouvertes.fr/hal-00250342}}</ref> 이 측정 결과에 대해서는 논란이 많다.<ref name=Bond_2009>{{저널 인용|bibcode=2009A&A...495..371B|title=On geometric distance determination to the Cepheid RS Puppis from its light echoes|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=495|issue=2|pages=371|last1=Bond|first1=H. E.|last2=Sparks|first2=W. B.|year=2009|doi=10.1051/0004-6361:200810280|arxiv = 0811.2943 }}</ref>

허블 우주 망원경을 이용해 정립한, 고전적 세페이드 변광성에서의  주기 ''P''와 [[절대등급]] ''M''<sub>v</sub> 사이의 [[상관 분석|관계]]는 다음과 같다.

: <math> M_\mathrm{v} = (-2.43\pm0.12) \left(\log_{10}P - 1\right) - (4.05 \pm 0.02)\,</math><ref name=benedict2007/>

여기서 ''P''의 단위는 일(日)이다.

다음 관계식은 거리 ''d''를 구하는 상황에서 이용한다.
: <math> 5\log_{10}{d}=V+ 3.34 \log_{10}{P} - 2.45 (V-I) + 10.52\,</math><ref name=benedict2007/>

(또는)

: <math> 5\log_{10}{d}=V+ 3.37 \log_{10}{P} - 2.55 (V-I) + 10.48\,</math><ref name=majaess2011>{{저널 인용|bibcode=2011ApJ...741L..27M|title=New Evidence Supporting Membership for TW Nor in Lyngå 6 and the Centaurus Spiral Arm|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=741|issue=2|pages=L27|last1=Majaess|first1=Daniel|last2=Turner|first2=David|last3=Moni Bidin|first3=Christian|last4=Mauro|first4=Francesco|last5=Geisler|first5=Douglas|last6=Gieren|first6=Wolfgang|last7=Minniti|first7=Dante|last8=Chené|first8=André-Nicolas|last9=Lucas|first9=Philip|last10=Borissova|first10=Jura|last11=Kurtev|first11=Radostn|last12=Dékány|first12=Istvan|last13=Saito|first13=Roberto K.|year=2011|doi=10.1088/2041-8205/741/2/L27|arxiv = 1110.0830 |s2cid=12220317}}</ref>
''I''와 ''V''는 각각 적외선과 가시광선 대역에서의 겉보기 평균 등급을 가리키며, ''d''의 단위는 파섹이다.

== 저진폭 세페이드 변광성 ==
고전적 세페이드 변광성 중 등급 변동이 0.5 등급 이하이고, 광도곡선이 거의 대칭으로 나타나며, 주기가 짧은 별은 저진폭 세페이드 변광성({{lang|en|small amplitude Cepheids}}, 식별 부호 DECPS)으로 구별하여 부른다. 주기는 보통 7일 이하이며, 정확한 전환점의 위치는 아직도 논란 중이다.<ref name=gcvs>{{저널 인용|bibcode=2009yCat....102025S|title=VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)|journal=VizieR On-Line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S|volume=1|display-authors=etal|last1=Samus|first1=N. N.|last2=Durlevich|first2=O. V.|year=2009}}</ref> 저진폭 세페이드 변광성 중 광도곡선이 사인파와 유사하면 s형 세페이드 변광성이라고 부르며, 첫 번째 배음에 속하고, 불안정띠의 적색 경계선 근처에 분포한다.<ref name=turner>{{저널 인용|bibcode=2013ApJ...772L..10T|arxiv=1306.1228|title=The Pulsation Mode and Distance of the Cepheid FF Aquilae|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=772|issue=1|pages=L10|last1=Turner|first1=D. G.|last2=Kovtyukh|first2=V. V.|last3=Luck|first3=R. E.|last4=Berdnikov|first4=L. N.|year=2013|doi=10.1088/2041-8205/772/1/L10|s2cid=54710833}}</ref><ref name=antonello>{{저널 인용|bibcode=1990A&A...236..138A|title=The separation of S-Cepheids from classical Cepheids and a new definition of the class|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=236|pages=138|last1=Antonello|first1=E.|last2=Poretti|first2=E.|last3=Reduzzi|first3=L.|year=1990}}</ref>

저진폭 세페이드 변광성의 대표적인 예시는 [[폴라리스]]와 [[독수리자리 FF]]가 있는데, 이 둘은 고유진동 상태에 있다. 첫 번째 배음에 속한 변광성으로는 대표적으로 [[남십자자리 BG]]와 [[컴퍼스자리 BP]]가 있다.<ref name=usenko>{{저널 인용|bibcode=2014AstL...40..800U|title=Spectroscopic studies of Cepheids in Circinus (AV Cir, BP Cir) and Triangulum Australe (R TrA, S TrA, U TrA, LR TrA)|journal=Astronomy Letters|volume=40|issue=12|pages=800|last1=Usenko|first1=I. A.|last2=Kniazev|first2=A. Yu.|last3=Berdnikov|first3=L. N.|last4=Kravtsov|first4=V. V.|year=2014|doi=10.1134/S1063773714110061|s2cid=122745580}}</ref><ref name=evans>{{저널 인용|bibcode=2015MNRAS.446.4008E|arxiv=1411.1730|title=Observations of Cepheids with the MOST satellite: Contrast between pulsation modes|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=446|issue=4|pages=4008|last1=Evans|first1=N. R.|last2=Szabó|first2=R.|last3=Derekas|first3=A.|last4=Szabados|first4=L.|last5=Cameron|first5=C.|last6=Matthews|first6=J. M.|last7=Sasselov|first7=D.|last8=Kuschnig|first8=R.|last9=Rowe|first9=J. F.|last10=Guenther|first10=D. B.|last11=Moffat|first11=A. F. J.|last12=Rucinski|first12=S. M.|last13=Weiss|first13=W. W.|year=2015|doi=10.1093/mnras/stu2371}}</ref>

== 거리 측정의 불확정성 ==
세페이드 변광성을 이용한 거리 측정에서의 대표적인 불확정성 원인은, 주기-광도 관계의 대역별 차이, 금속함량의 차이에 따른 주기-광도 관계의 변화, 거리에 따른 소광으로 인한 변화가 있다.<ref name=tammannsandage2008>{{저널 인용|bibcode=2008A&ARv..15..289T|title=The expansion field: The value of H 0|journal=The Astronomy and Astrophysics Review|volume=15|issue=4|pages=289|last1=Tammann|first1=G. A.|last2=Sandage|first2=A.|last3=Reindl|first3=B.|year=2008|doi=10.1007/s00159-008-0012-y|arxiv = 0806.3018 |s2cid=18463474}}</ref><ref name=ngeow2006>{{저널 인용|bibcode=2006ApJ...642L..29N|title=The Hubble Constant from Type Ia Supernovae Calibrated with the Linear and Nonlinear Cepheid Period-Luminosity Relations|journal=The Astrophysical Journal|volume=642|issue=1|pages=L29–L32|last1=Ngeow|first1=C.|last2=Kanbur|first2=S. M.|year=2006|doi=10.1086/504478|arxiv = astro-ph/0603643 |s2cid=17860528}}</ref><ref name=turner10/><ref>{{저널 인용|bibcode=1997MNRAS.286L...1F|title=The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=286|issue=1|pages=L1–L5|last1=Feast|first1=M. W.|last2=Catchpole|first2=R. M.|year=1997|doi=10.1093/mnras/286.1.l1|doi-access=free}}</ref><ref name=stanekudalski1999>{{ArXiv 인용|title=The Optical Gravitational Lensing Experiment. Investigating the Influence of Blending on the Cepheid Distance Scale with Cepheids in the Large Magellanic Cloud|eprint=astro-ph/9909346|last1=Stanek|first1=K. Z.|last2=Udalski|first2=A.|year=1999}}</ref><ref name=udalski2001>{{저널 인용|bibcode=2001AcA....51..221U|title=The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Galaxy IC1613: No Dependence of the Period-Luminosity Relation on Metallicity|journal=Acta Astronomica|volume=51|pages=221|last1=Udalski|first1=A.|last2=Wyrzykowski|first2=L.|last3=Pietrzynski|first3=G.|last4=Szewczyk|first4=O.|last5=Szymanski|first5=M.|last6=Kubiak|first6=M.|last7=Soszynski|first7=I.|last8=Zebrun|first8=K.|year=2001|arxiv = astro-ph/0109446 }}</ref><ref name=macri2006>{{저널 인용|bibcode=2006ApJ...652.1133M|title=A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant|journal=The Astrophysical Journal|volume=652|issue=2|pages=1133–1149|last1=Macri|first1=L. M.|last2=Stanek|first2=K. Z.|last3=Bersier|first3=D.|last4=Greenhill|first4=L. J.|last5=Reid|first5=M. J.|year=2006|doi=10.1086/508530|arxiv = astro-ph/0608211 |s2cid=15728812}}</ref><ref name=bono2008>{{저널 인용|bibcode=2008ApJ...684..102B|title=Cepheids in External Galaxies. I. The Maser-Host Galaxy NGC 4258 and the Metallicity Dependence of Period-Luminosity and Period-Wesenheit Relations|journal=The Astrophysical Journal|volume=684|issue=1|pages=102–117|last1=Bono|first1=G.|last2=Caputo|first2=F.|last3=Fiorentino|first3=G.|last4=Marconi|first4=M.|last5=Musella|first5=I.|year=2008|doi=10.1086/589965|arxiv = 0805.1592 |s2cid=6275274}}</ref><ref name=majaess2009b>{{저널 인용|bibcode=2009AcA....59..403M|title=Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles|journal=Acta Astronomica|volume=59|issue=4|pages=403|last1=Majaess|first1=D.|last2=Turner|first2=D.|last3=Lane|first3=D.|year=2009|arxiv = 0909.0181 }}</ref><ref name=madore2009>{{저널 인용|bibcode=2009ApJ...696.1498M|title=Concerning the Slope of the Cepheid Period-Luminosity Relation|journal=The Astrophysical Journal|volume=696|issue=2|pages=1498–1501|last1=Madore|first1=Barry F.|last2=Freedman|first2=Wendy L.|year=2009|doi=10.1088/0004-637X/696/2/1498|arxiv = 0902.3747 |s2cid=16325249}}</ref><ref name=scowcroft2009>{{저널 인용|bibcode=2009MNRAS.396.1287S|title=The effect of metallicity on Cepheid magnitudes and the distance to M33|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=396|issue=3|pages=43–47|last1=Scowcroft|first1=V.|last2=Bersier|first2=D.|last3=Mould|first3=J. R.|last4=Wood|first4=P. R.|year=2009|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x|arxiv=0903.4088}}</ref><ref name=majaess2010>{{저널 인용|bibcode=2010AcA....60..121M|title=The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0|journal=Acta Astronomica|volume=60|issue=2|pages=121|last1=Majaess|first1=D.|year=2010|arxiv = 1006.2458 }}</ref>

불확정성으로 인해 [[허블 상수]]의 측정 값이 60&nbsp;km/s/Mpc ~ 80&nbsp;km/s/Mpc로 차이가 나며,<ref name=freedman2001/><ref name=tammannsandage2008/><ref name=freedman2010/><ref name=ngeow2006/><ref name=macririess2009/> 우주론적인 관점에서 허블 상수의 측정과 우주의 모습이 관련되어 있기 때문에, 현재 천문학계에서는 거리 측정의 불확정성을 해소하는 것이 주된 과제이다.<ref name="freedman2010"/><ref name=macririess2009>{{콘퍼런스 인용|bibcode=2009AIPC.1170...23M|title=The SH0ES Project: Observations of Cepheids in NGC 4258 and Type Ia SN Hosts|conference=Stellar Pulsation: Challenges for Theory and Observation: Proceedings of the International Conference. AIP Conference Proceedings|volume=1170|pages=23–25|last1=Macri|first1=Lucas M.|last2=Riess|first2=Adam G.|last3=Guzik|first3=Joyce Ann|last4=Bradley|first4=Paul A.|year=2009|doi=10.1063/1.3246452}}</ref>

== 예시 ==
고전적 세페이드 변광성 일부는 매일 밝기가 변하며, 변화를 [[밝은 별 목록|맨눈으로 파악]]할 수 있을 정도인 경우도 있는데, 관측하기 쉬운 대표적인 예시는 [[세페우스자리 델타]], [[메크부다]], [[독수리자리 에타]], [[황새치자리 베타]]가 있다. 고전적 세페이드 변광성 중 지구에서 가장 가까운 별은 북극성([[폴라리스]])이며, 약 0.05 등급 정도 변광한다.<ref name=freedman2010/>

{| class="wikitable sortable" style="font-size:90%;"
|- style="background:#efefef;"
! style="width:10%;"|'''명칭'''
! style="width:10%;"|'''별자리'''
! style="width:15%;"|'''발견'''
! style="width:10%;"|'''최대 [[겉보기등급]]''' (m<sub>V</sub>)<ref name=berdnikov>{{저널 인용|bibcode=2008yCat.2285....0B|title=VizieR Online Data Catalog: Photoelectric observations of Cepheids in UBV(RI)c (Berdnikov, 2008)|journal=VizieR On-Line Data Catalog: II/285. Originally Published in: 2008yCat.2285....0B|volume=2285|pages=0|last1=Berdnikov|first1=L. N.|year=2008}}</ref>
! style="width:10%;"|'''최소 겉보기등급''' (m<sub>V</sub>)<ref name=berdnikov/>
! style="width:15%;"|'''주기''' (일)<ref name=berdnikov/>
! style="width:15%;"|'''분광형'''
! style="width:15%;"|'''비고'''
|-
| [[독수리자리 에타]]
| [[독수리자리]]
| 에드워드 피고트, 1784년
| 3<sup>m</sup>.48
| 4<sup>m</sup>.39
| 07.17664
| F6 Ibv
|
|-
| [[독수리자리 FF]]
| [[독수리자리]]
| 찰스 모스 허퍼, 1927년
| 5<sup>m</sup>.18
| 5<sup>m</sup>.68
| 04.47
| F5Ia-F8Ia
|
|-
| [[독수리자리 TT]]
| [[독수리자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.46
| 7<sup>m</sup>.7
| 13.7546
| F6-G5
|
|-
| [[독수리자리 U]]
| [[독수리자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.08
| 6<sup>m</sup>.86
| 07.02393
| F5I-II-G1
|
|-
| [[공기펌프자리 T]]
| [[공기펌프자리]]
|
| 5<sup>m</sup>.00
| 5<sup>m</sup>.82
| 05.898
| G5
| 과거 II형 세페이드 변광성으로 여겨짐. 발견되지 않은 동반성이 존재할 가능성이 있음.<ref>{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361:20030835|title=The nature of the Cepheid T Antliae|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=407|pages=325–334|year=2003|last1=Turner|first1=D. G.|last2=Berdnikov|first2=L. N.|bibcode=2003A&A...407..325T|doi-access=free}}</ref>
|-
| [[마차부자리 RT]]
| [[마차부자리]]
|
| 5<sup>m</sup>.00
| 5<sup>m</sup>.82
| 03.73
| F8Ibv
|
|-
| [[HD 84810]]
| [[용골자리]]
|
| 3<sup>m</sup>.28
| 4<sup>m</sup>.18
| 35.53584
| G5 Iab/Ib
|
|-
| [[세페우스자리 델타]]
| [[세페우스자리]]
| [[존 구드릭]], 1784년
| 3<sup>m</sup>.48
| 4<sup>m</sup>.37
| 05.36634
| F5Ib-G2Ib
| 이중성. 쌍안경으로 관측 가능.
|-
| [[컴퍼스자리 AX]]
| [[컴퍼스자리]]
|
| 5<sup>m</sup>.65
| 6<sup>m</sup>.09
| 05.273268
| F2-G2II
| {{태양질량|5}}, 분광형 B6인 동반성이 있음.
|-
| [[컴퍼스자리 BP]]
| [[컴퍼스자리]]
|
| 7<sup>m</sup>.31
| 7<sup>m</sup>.71
| 02.39810
| F2/3II-F6
| {{태양질량|4.7}}, 분광형 B6인 동반성이 있음.
|-
| [[남십자자리 BG]]
| [[남십자자리]]
|
| 5<sup>m</sup>.34
| 5<sup>m</sup>.58
| 03.3428
| F5Ib-G0p
|
|-
| [[남십자자리 R]]
| [[남십자자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.40
| 7<sup>m</sup>.23
| 05.82575
| F7Ib/II
|
|-
| [[남십자자리 S]]
| [[남십자자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.22
| 6<sup>m</sup>.92
| 04.68997
| F6-G1Ib-II
|
|-
| [[남십자자리 T]]
|[[남십자자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.32
| 6<sup>m</sup>.83
| 06.73331
| F6-G2Ib
|
|-
| [[백조자리 X]]
| [[백조자리]]
|
| 5<sup>m</sup>.85
| 6<sup>m</sup>.91
| 16.38633
| G8Ib<ref name=tomasella>{{저널 인용|bibcode=2010AJ....140.1758T|title=A High-resolution, Multi-epoch Spectral Atlas of Peculiar Stars Including RAVE, GAIA, and HERMES Wavelength Ranges|journal=The Astronomical Journal|volume=140|issue=6|pages=1758|last1=Tomasella|first1=Lina|last2=Munari|first2=Ulisse|last3=Zwitter|first3=Tomaž|year=2010|doi=10.1088/0004-6256/140/6/1758|arxiv = 1009.5566 |s2cid=119188449}}</ref>
|
|-
| [[백조자리 SU]]
| [[백조자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.44
| 7<sup>m</sup>.22
| 03.84555
| F2-G0I-II<ref name=andrievsky>{{저널 인용|bibcode=2005AJ....130.1880A|title=Phase-dependent Variation of the Fundamental Parameters of Cepheids. III. Periods between 3 and 6 Days|journal=The Astronomical Journal|volume=130|issue=4|pages=1880|last1=Andrievsky|first1=S. M.|last2=Luck|first2=R. E.|last3=Kovtyukh|first3=V. V.|year=2005|doi=10.1086/444541|doi-access=free}}</ref>
|
|-
| [[황새치자리 베타]]
| [[황새치자리]]
|
| 3<sup>m</sup>.46
| 4<sup>m</sup>.08
| 09.8426
| F4-G4Ia-II
|
|-
| [[쌍둥이자리 제타]]
| [[쌍둥이자리]]
| 요한 프리드리히 율리우스 슈미트, 1825년
| 3<sup>m</sup>.62
| 4<sup>m</sup>.18
| 10.15073
| F7Ib to G3Ib
|
|-
| [[거문고자리 V473]]
| [[거문고자리]]
|
| 5<sup>m</sup>.99
| 6<sup>m</sup>.35
| 01.49078
| F6Ib-II
|
|-
| [[파리자리 R]]
| [[파리자리]]
|
| 5<sup>m</sup>.93
| 6<sup>m</sup>.73
| 07.51
| F7Ib-G2
|
|-
| [[파리자리 S]]
| [[파리자리]]
|
| 5<sup>m</sup>.89
| 6<sup>m</sup>.49
| 09.66007
| F6Ib-G0
|
|-
| [[직각자자리 S]]
| [[직각자자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.12
| 6<sup>m</sup>.77
| 09.75411
| F8-G0Ib
| 산개성단 [[NGC 6087]]에 소속, 성단에서 제일 밝은 별.
|-
| [[직각자자리 QZ]]
| [[직각자자리]]
|
| 8<sup>m</sup>.71
| 9<sup>m</sup>.03
| 03.786008
| F6I
| 산개성단 [[NGC 6067]]에 소속.
|-
| [[직각자자리 V340]]
| [[직각자자리]]
|
| 8<sup>m</sup>.26
| 8<sup>m</sup>.60
| 11.2888
| G0Ib
| 산개성단 [[NGC 6067]]에 소속.
|-
| [[직각자자리 V378]]
| [[직각자자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.21
| 6<sup>m</sup>.23
| 03.5850
| G8Ib
|
|-
| [[땅꾼자리 BF]]
| [[땅꾼자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.93
| 7<sup>m</sup>.71
| 04.06775
| F8-K2<ref name=densities>{{저널 인용|bibcode=1953ZA.....32..125K|title=The Density of Stars of Different Spectral Types. With 1 figure|journal=Zeitschrift für Astrophysik|volume=32|pages=125|last1=Kreiken|first1=E. A.|year=1953}}</ref>
|
|-
| [[고물자리 RS]]
| [[고물자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.52
| 7<sup>m</sup>.67
| 41.3876
| F8Iab
| &nbsp;
|-
| [[궁수자리 S]]
| [[궁수자리]]
 | 존 엘라르드 고레, 1885년
| 5<sup>m</sup>.24
| 6<sup>m</sup>.04
| 08.382086<ref name=AAVSOS>{{웹 인용|url=http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=27343 |title=S Sagittae |author =Watson, Christopher |date=4 January 2010|work=AAVSO Website|publisher=American Association of Variable Star Observers|access-date=22 May 2015}}</ref>
| F6Ib-G5Ib
| &nbsp;
|-
| [[궁수자리 U]]
| [[궁수자리]] ([[메시에 25|M25]])
|
| 6<sup>m</sup>.28
| 7<sup>m</sup>.15
| 06.74523
| G1Ib<ref name=2d/>
| &nbsp;
|-
| [[궁수자리 감마1|궁수자리 감마<sup>1</sup>]]
| [[궁수자리]]
|
| 4<sup>m</sup>.29
| 5<sup>m</sup>.14
| 07.59503
| F4-G2Ib
| [[알나슬|궁수자리 감마<sup>2</sup>]]와 겉보기 이중성.
|-
| [[궁수자리 X]]
| [[궁수자리]]
|
| 4<sup>m</sup>.20
| 4<sup>m</sup>.90
| 07.01283
| F5-G2II
|
|-
| [[전갈자리 V636]]
| [[전갈자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.40
| 6<sup>m</sup>.92
| 06.79671
| F7/8Ib/II-G5
| &nbsp;
|-
| [[남쪽삼각형자리 R]]
| [[남쪽삼각형자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.4
| 6<sup>m</sup>.9
| 03.389
| F7Ib/II<ref name=2d>{{서적 인용|bibcode=1975mcts.book.....H|title=University of Michigan Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars. Volume I. Declinations −90° to −53.0°|last1=Houk|first1=N.|last2=Cowley|first2=A. P.|year=1975}}</ref>
| &nbsp;
|-
| [[남쪽삼각형자리 S]]
| [[남쪽삼각형자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.1
| 6<sup>m</sup>.8
| 06.323
| F6II-G2
| &nbsp;
|-
| [[폴라리스]]
| [[작은곰자리]]
| [[아이나르 헤르츠스프룽]], 1911년
| 1<sup>m</sup>.86
| 2<sup>m</sup>.13
| 03.9696
|  F8Ib or F8II
| &nbsp;
|-
| [[돛자리 AH]]
| [[돛자리 ]]
|
| 5<sup>m</sup>.5
| 5<sup>m</sup>.89
| 04.227171
|  F7Ib-II
| &nbsp;
|-
| [[여우자리 S]]
| [[여우자리]]
|
| 8<sup>m</sup>.69
| 9<sup>m</sup>.42
| 68.464
| G0-K2(M1)
| &nbsp;
|-
| [[여우자리 T]]
| [[여우자리]]
|
| 5<sup>m</sup>.41
| 6<sup>m</sup>.09
| 04.435462
|  F5Ib-G0Ib
| &nbsp;
|-
| [[여우자리 U]]
| [[여우자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.73
| 7<sup>m</sup>.54
| 07.990676
| F6Iab-G2
| &nbsp;
|-
| [[여우자리 SV]]
| [[여우자리]]
|
| 6<sup>m</sup>.72
| 7<sup>m</sup>.79
| 44.993
| F7Iab-K0Iab
| &nbsp;
|-
| [[카시오페이아자리 SU]]
| [[카시오페이아자리]]
|
| 5<sup>m</sup>.88
| 6<sup>m</sup>.30
| 01.9
| F5II
| &nbsp;
|}

== 같이 보기 ==
* [[거문고자리 RR형 변광성]]
* [[II형 세페이드 변광성]]

== 각주 ==
{{각주|2}}

== 외부 링크 ==
* [https://web.archive.org/web/20101009205927/http://www.institute-of-brilliant-failures.com/ The Cepheid Distance Scale: A History, by Nick Allen]
* [https://crocus.physics.mcmaster.ca/Cepheid/Classical.html List of classical Cepheids on McMaster Cepheid Photometry and Radial Velocity Data Archive] {{웨이백|url=https://crocus.physics.mcmaster.ca/Cepheid/Classical.html |date=20211008185122 }}
* [http://www.aavso.org/ American Association of Variable Star Observers]
* [http://ogle.astrouw.edu.pl/atlas/classical_Cepheids.html OGLE Atlas of Variable Star Light Curves – Classical Cepheids]

{{변광성}}

[[분류:고전적 세페이드 변광성| ]]
[[분류:위치천문학]]
[[분류:우주 거리 사다리]]