CO TO SĄ ZMIENNE CEFEIDALNE?

Send

Wszechświat to naprawdę, naprawdę duże miejsce. Mówimy… niezauważalnie duży! W rzeczywistości, w oparciu o dziesięciolecia obserwacji, astronomowie obecnie uważają, że obserwowalny Wszechświat ma średnicę około 46 miliardów lat świetlnych. Kluczowym słowem jest zauważalny, ponieważ jeśli weźmiecie pod uwagę to, czego nie możemy zobaczyć, naukowcy sądzą, że to w rzeczywistości bardziej jak 92 miliardy lat świetlnych średnicy.

Najtrudniejsze w tym wszystkim jest dokonywanie dokładnych pomiarów odległości. Ale od narodzin współczesnej astronomii ewoluowały coraz bardziej dokładne metody. Oprócz przesunięcia ku czerwieni i badania światła pochodzącego z odległych gwiazd i galaktyk, astronomowie polegają również na klasie gwiazd znanych jako Zmienne Cefeidalne (CV) w celu ustalenia odległości obiektów wewnątrz i poza naszą Galaktyką.

Definicja:

Gwiazdy zmienne są zasadniczo gwiazdami, które doświadczają wahań jasności (czyli jasności absolutnej). Zmienne cefeidowe są specjalnym rodzajem gwiazdy zmiennej, ponieważ są gorące i masywne - pięć do dwudziestu razy więcej masy niż nasze Słońce - i są znane ze swojej tendencji do pulsowania promieniowo oraz różnej średnicy i temperatury.

Co więcej, pulsacje te są bezpośrednio związane z ich absolutną jasnością, która występuje w ściśle określonych i przewidywalnych okresach czasu (od 1 do 100 dni). Krzywa jasności Cephiada, wykreślona jako zależność między wielkością a okresem, przypomina kształt „płetwy rekina” - gwałtownie rośnie i rośnie, a następnie stopniowo maleje.

Nazwa pochodzi od Delta Cephei, gwiazdy zmiennej w gwiazdozbiorze Cefeusza, która była pierwszym zidentyfikowanym CV. Analiza widma tej gwiazdy sugeruje, że CV również ulegają zmianom w zakresie temperatury (między 5500 - 66oo K) i średnicy (~ 15%) podczas okresu pulsacji.

Zastosowanie w astronomii:

Związek między okresem zmienności a jasnością gwiazd CV sprawia, że są one bardzo przydatne w określaniu odległości obiektów w naszym Wszechświecie. Po zmierzeniu okresu można określić jasność, uzyskując w ten sposób dokładne szacunki odległości gwiazdy za pomocą równania modułu odległości.

To równanie stwierdza, że: m – M. = 5 log re - 5 - gdzie m jest pozorną wielkością obiektu, M. jest absolutną wielkością obiektu, oraz re to odległość do obiektu w parsach. Zmienne cefeidowe można zobaczyć i zmierzyć z odległości około 20 milionów lat świetlnych, w porównaniu z maksymalną odległością około 65 lat świetlnych dla ziemskich pomiarów paralaksy i nieco ponad 326 lat świetlnych dla misji ESA Hipparcos.

Ponieważ są jasne i można je wyraźnie zobaczyć w odległości miliona lat świetlnych, można je łatwo odróżnić od innych jasnych gwiazd w ich pobliżu. W połączeniu z zależnością między ich zmiennością a jasnością, czyni je bardzo przydatnymi narzędziami do dedukcji wielkości i skali naszego Wszechświata.

Klasy:

Zmienne cefeidalne są podzielone na dwie podklasy - klasyczne cefeidy i cefeidy typu II - w oparciu o różnice w ich masach, wieku i historii ewolucji. Klasyczne cefeidy to gwiazdy zmienne populacji I (bogate w metale), które są 4-20 razy masywniejsze od Słońca i do 100 000 razy jaśniejsze. Poddają się pulsacji z bardzo regularnymi okresami, rzędu dni lub miesięcy.

Te cefeidy są zazwyczaj żółtymi, jasnymi olbrzymami i nadolbrzymami (klasa widmowa F6 - K2) i doświadczają zmian promienia w milionach kilometrów podczas cyklu pulsacji. Klasyczne cefeidy są używane do określania odległości do galaktyk w obrębie grupy lokalnej i poza nią i są środkami, za pomocą których można ustalić stałą Hubble'a (patrz poniżej).

Cefeidy typu II są gwiazdami zmiennymi populacji II (ubogimi w metale), które pulsują z okresami zwykle od 1 do 50 dni. Cefeidy typu II to także starsze gwiazdy (~ 10 miliardów lat), które mają około połowę masy naszego Słońca.

Cefeidy typu II są również podzielone na podstawie ich okresu na podklasy BL Her, W Virginis i RV Tauri (nazwane po konkretnych przykładach) - które mają okresy odpowiednio 1-4 dni, 10-20 dni i ponad 20 dni . Cefeidy typu II są używane do ustalenia odległości do centrum galaktyki, gromad kulistych i sąsiednich galaktyk.

Są też takie, które nie pasują do żadnej z tych kategorii, znane jako anomalne cefeidy. Zmienne te mają okresy krótsze niż 2 dni (podobne do RR Lyrae), ale mają wyższe jasności. Mają także wyższe masy niż cefeidy typu II i mają nieznany wiek.

Zaobserwowano również niewielką część zmiennych cefeid, które pulsują jednocześnie w dwóch trybach, stąd nazwa cefeidy o podwójnym trybie. Bardzo mała liczba pulsuje w trzech trybach lub niezwykła kombinacja trybów.

Historia obserwacji:

Pierwszą odkrytą zmienną Cefeida była Eta Aquilae, którą zaobserwował 10 września 1784 r. Angielski astronom Edward Pigott. Delta Cephei, od której nazwana jest ta klasa gwiazd, została odkryta kilka miesięcy później przez amatorskiego angielskiego astronoma Johna Goodricke.

W 1908 roku, podczas badania gwiazd zmiennych w Obłokach Magellana, amerykańska astronomka Henrietta Swan Leavitt odkryła związek między okresem a jasnością klasycznych cefeid. Po zarejestrowaniu okresów 25 gwiazd różnych zmiennych, opublikowała swoje odkrycia w 1912 roku.

W następnych latach kilku kolejnych astronomów przeprowadziłoby badania nad cefeidami. W 1925 roku Edwin Hubble był w stanie ustalić odległość między Drogą Mleczną a Galaktyką Andromedy na podstawie zmiennych Cefeid w obrębie tej drugiej. Odkrycia te były kluczowe, ponieważ rozstrzygnęły Wielką Debatę, podczas której astronomowie starali się ustalić, czy Droga Mleczna jest wyjątkowa, czy też jedną z wielu galaktyk we Wszechświecie.

Mierząc odległość między Drogą Mleczną a kilkoma innymi galaktykami i łącząc ją z pomiarami ich przesunięcia ku czerwieni przez Vesto Sliphera, Hubble i Milton L. Humason byli w stanie sformułować Prawo Hubble'a. Krótko mówiąc, byli w stanie udowodnić, że Wszechświat jest w stanie ekspansji, co sugerowano wiele lat wcześniej.

Dalszy rozwój w XX wieku obejmował podział cefeid na różne klasy, co pomogło rozwiązać problemy w określaniu odległości astronomicznych. Dokonał tego głównie Walter Baade, który w latach czterdziestych dostrzegł różnicę między cefeidami klasycznymi a cefeidami typu II na podstawie ich wielkości, wieku i jasności.

Ograniczenia:

Pomimo ich wartości w określaniu odległości astronomicznych, metoda ta ma pewne ograniczenia. Najważniejszym z nich jest fakt, że w przypadku cefeid typu II zależność między okresem a jaskrawością może wynikać z ich niższej metaliczności, zanieczyszczenia fotometrycznego oraz zmieniającego się i nieznanego wpływu, jaki gaz i pył wywierają na emitowane przez nie światło (wygaszenie gwiazd).

Te nierozwiązane problemy spowodowały, że przytoczono różne wartości stałej Hubble'a - w zakresie od 60 km / s na 1 milion parseków (Mpc) do 80 km / s / Mpc. Rozwiązanie tej rozbieżności jest jednym z największych problemów współczesnej kosmologii, ponieważ prawdziwa wielkość i szybkość ekspansji Wszechświata są ze sobą powiązane.

Jednak ulepszenia oprzyrządowania i metodologii zwiększają dokładność, z jaką obserwuje się zmienne cefeidalne. Z czasem mamy nadzieję, że obserwacje tych ciekawych i unikalnych gwiazd przyniosą naprawdę dokładne wartości, usuwając w ten sposób kluczowe źródło wątpliwości co do naszego zrozumienia Wszechświata.

W Space Magazine napisaliśmy wiele interesujących artykułów na temat zmiennych cefeidalnych. Oto astronomowie znajdujący nowy sposób pomiaru odległości kosmicznych, astronomowie używają lekkiego echa do pomiaru odległości do gwiazdy, a astronomowie zbliżają się do ciemnej energii dzięki wyrafinowanej stałej Hubble'a.

Astronomy Cast ma interesujący odcinek, który wyjaśnia różnice między gwiazdami Population I i II - Episode 75: Stellar Populations.

Źródła: