ケフェイド変光星とは：周期−光度関係と距離測定で使われる標準ロウソク
ケフェイド変光星の周期−光度関係と分類、距離測定への応用をわかりやすく解説。銀河や宇宙の距離を測る「標準ロウソク」としての役割を詳述。
ケフェイド星は、非常に明るい変光星の一種である。ケフェイドの光度と脈動周期には強い相関関係があるため、この関係を利用して天文学では距離を測る重要な「標準ロウソク」として使われている。特に銀河系内外の距離を決める上で基盤的な役割を果たし、宇宙距離階段の初期の段を支える天体である（例：銀河系外の距離の測定）。
周期−光度関係（ルーウィット則）
エンマル・ルーウィットが発見した周期と平均光度の関係（しばしば「ルーウィット則」または周期−光度関係と呼ばれる）は、ケフェイドの最も重要な性質の一つである。観測では、周期が長いほど平均絶対光度が大きく（明るく）なるという単純な一次式で表され、一般にバンドごとに
M = a log P + b（M：絶対等級、P：周期、a,b：係数）という形になる。係数は観測波長やケフェイドの種類（金属量など）によって変わるため、正確な距離測定には適切な校正が必要である。
分類と主な性質
ケフェイド型変数は、質量、年齢、進化の履歴が異なるいくつかのサブクラスに分けられる。代表的なクラスとその特徴は次のとおりである。
- クラシックケフェイド（タイプ I）：若く（数千万年）、比較的高質量（約3–10 M☉）で金属量が高めの恒星。周期はおよそ数日〜数十日、光度は極めて高く銀河系外でも観測できる。距離測定における主要な標準ロウソク。
- タイプ II ケフェイド：古く低質量（∼0.5–0.6 M☉）で金属量が低い集団IIに属する。クラシックケフェイドより同周期で暗いため、周期−光度関係の零点が異なる。さらに BL Her（短周期）、W Virginis（中間周期）、RV Tauri（長周期）などに細分される。
- 異常なケフェイド（Anomalous Cepheids）：典型的には矮小銀河などで見られ、質量や進化経路がやや特殊でクラシックとタイプIIの中間的な性質を持つもの。周期は短め（約0.5–2日）で、同周期のタイプIIより明るい。
- 矮小ケフェイド（Dwarf/SX Phoenicis 型など）：より短周期かつ低光度の個体群で、場合によりデルタ・スカティ（δ Sct）やSX Phoenicis と関連付けられることもある。古い集団に属することが多い。
発振（脈動）の仕組みと観測的特徴
ケフェイドの脈動は主に内部の部分での「ケプラー（κ）機構」によって駆動される。ヘリウムが部分的にイオン化する層の不透明度変化がエネルギーの出入りを調節し、規則的な膨張・収縮（周期的な明るさ変化）を生む。光度曲線は周期やモード（基音＝fundamental、第一高調＝overtoneなど）によって形が変わり、フーリエ解析で細かく分類されることが多い。
距離測定への応用と留意点
ケフェイドは距離測定の基準天体であり、局所宇宙のスケール（局所群・近傍銀河）を決める際に不可欠である。実際、ケフェイドを用いてタイプ Ia 超新星の絶対光度を校正し、さらに遠方宇宙までの距離を伸ばすことで、ハッブル定数 H0 の測定に直結している。
ただし、精密な距離を得るためにはいくつかの補正や課題がある：
- 金属量（化学組成）依存性：同じ周期でも金属量が異なると光度がわずかに変わるため、周期−光度関係の零点がずれる。
- 恒星間吸収（reddening）と色補正：光の減光を正確に補正する必要があり、可視光だけでなく赤外での観測や Wesenheit 関数（色を含む吸収補正付きの指標）が有効。
- 脈動モードの判別：基音と高調波で周期−光度関係が異なるので、どのモードかを判別して適切な関係式を使う必要がある。
- 校正：周期−光度関係の絶対零点は、近傍ケフェイドの精密視差（パララックス）測定や、大マゼラン雲（LMC）などの距離が良く分かっている天体群を基準にして決められる。近年はGaiaや
による高精度パララックスが大きく貢献している。
歴史的・代表的な天体：デルタ・ケフェイド
最初に知られたケフェイドは1784年にジョン・グッドリックが発見したケフェウス座のデルタケフェイドである。デルタケフェイドは、星団の中にあることや、ハッブル宇宙望遠鏡・ヒッパルコスの視差が比較的正確に測定されていることから、その距離や物理量が良く分かっており、周期−光度関係の基準星として重要な役割を果たしてきた。
現状と今後
近年はGaia衛星による大規模かつ高精度の視差データ、ハッブル宇宙望遠鏡による遠方ケフェイドの精密測光、赤外観測による吸収の軽減などにより、ケフェイドを用いた距離測定の精度は飛躍的に向上している。これにより、局所宇宙の膨張率（H0）の精密化と、宇宙論的パラメータの検証における重要な手段として引き続き注目されている。
まとめ：ケフェイドは周期と光度の明確な相関を持つため、正しく校正すれば非常に信頼性の高い距離指標となる。だが精密な宇宙距離スケールを構築するには、金属量や吸収、脈動モードなどの補正を慎重に行う必要がある。最新の観測装置とミッションにより、その精度は今後もさらに向上していく見込みである。
クラス
クラシックケフェイド
古典ケフェイド（母集団I型ケフェイド、I型ケフェイド、デルタケフェイドとも呼ばれる）は、数日から数ヶ月単位の非常に規則的な周期で振動している。古典ケフェイドは母集団I型の若い変光星で、太陽の4〜20倍の質量を持ち、10万倍の明るさを持つ。ケフェイドは、スペクトルクラスF6〜K2の黄色超巨星である。ケフェイドは、スペクトルクラスF6～K2の黄色超巨星で、周期的に変動すると半径が約25％変化する。周期の長いI Carinaeでは、1回の脈動で数百万kmの距離を移動することになる。
タイプIIケフェイド
II型ケフェイド（ポピュレーションIIケフェイドとも呼ばれる）は、1日から50日の周期で脈動するポピュレーションIIの変光星である。II型ケフェイドは、典型的には金属に乏しく、古く（〜10ギガ年）、質量が小さい（太陽の半分程度）天体です。II型ケフェイドは、周期によっていくつかのサブグループに分けられます。
II型ケフェイドは、天の川、球状星団、銀河などの銀河中心までの距離を確定するのに使われます。
異常なケフェイド
不安定帯にある周期2日以下の脈動星のグループで、RR Lyrae変数に似ているが、より高い輝度を持つ。異常ケフェイド変数は、II型ケフェイドやRR Lyrae変数、そして太陽よりも高い質量を持つ。これらが水平分枝を「折り返した」若い星なのか、連星系での物質移動によって形成された青いはぐれ星なのか、あるいはその両方が混在しているのかは不明です。
ダブルモード・ケフェイド
ごく一部のケフェウス座変数は、通常は基本波と第1倍音、時には第2倍音の2つのモードで同時に脈動していることが観測されている。ごく少数ですが、3つのモード、あるいは高次の倍音を含む珍しい組み合わせのモードで脈動しているものもあります。
質問と回答
Q:ケフェイドとは何ですか?
A:ケフェウス座は、非常に明るい変光星の一種です。
Q:ケフェイド座の光度と脈動の関係は?
A:ケフェイドの光度と脈動周期は、直接的に強い関係があると言われています。
Q: なぜケフェウス座は銀河系や銀河系外の距離スケールの標準光として重要なのですか?
A: ケフェウス座は、銀河系や銀河系外の距離スケールの標準光として重要な役割を担っています。
Q: ケフェイド変光星はどのようなサブクラスに分類されるのですか?
A:ケフェイド変光星は、古典型ケフェイド、II型ケフェイド、異常型ケフェイド、矮小型ケフェイドに分類されます。
Q: 最初に発見されたケフェイドは誰ですか?
A: 1784年、ジョン・グッドリック（John Goodricke）がケフェウス座にあるデルタ・ケフェイ（Delta Cephei）というケフェイドを発見したのが最初です。
Q: なぜケフェウス座は重要なのですか?
A: デルタ・セプヘイは、星団の中にあり、ハッブル宇宙望遠鏡とヒッパルコスの視差が正確なため、その距離が非常によく分かっているため、非常に重要なのです。
Q: 宇宙の膨張速度を測定する方法の一つは何ですか?
A: ケフェイドは、宇宙の膨張速度を測定するための2つの方法のうちの1つです。
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