HVAD ER CEPHEID-VARIABLER?

Send

Universet er et virkelig rigtig stort sted. Vi taler ... umærkeligt store! Faktisk, baseret på årtiers observationer, mener astronomer nu, at det observerbare univers måler omkring 46 milliarder lysår på tværs. Det nøgleord der er observerbare, fordi når du tager højde for det, som vi ikke kan se, tror forskere, at det faktisk ligner 92 milliarder lysår på tværs.

Den sværeste del af alt dette er at foretage nøjagtige målinger af de involverede afstande. Men siden fødslen af moderne astronomi, har stadig mere nøjagtige metoder udviklet sig. Bortset fra rødskift og undersøge lyset fra fjerne stjerner og galakser, stoler astronomer også på en klasse af stjerner kendt som Cepheid-variabler (CV'er) for at bestemme afstanden til objekter inden for og ud over vores Galaxy.

Definition:

Variable stjerner er i det væsentlige stjerner, der oplever svingninger i deres lysstyrke (alias absolut lysstyrke). Cepheids-variabler er en speciel type af variabel stjerne, idet de er varme og massive - fem til tyve gange så masse som vores sol - og er kendt for deres tendens til at pulse radialt og variere i både diameter og temperatur.

Derudover er disse pulsationer direkte relateret til deres absolutte lysstyrke, der forekommer inden for veldefinerede og forudsigelige tidsperioder (fra 1 til 100 dage). Når figuren er vist som et forhold mellem størrelsesorden og periode, ligner formen på Cephiad-lysstyrke kurven som en "hajfinne" - gør dets pludselige stigning og top, efterfulgt af et stadigt tilbagegang.

Navnet er afledt af Delta Cephei, en variabel stjerne i Cepheus-stjernebilledet, der var den første CV, der blev identificeret. Analyse af denne stjernes spektrum antyder, at CV'er også gennemgår ændringer med hensyn til temperatur (mellem 5500 - 66oo K) og diameter (~ 15%) i en pulsationsperiode.

Brug i astronomi:

Forholdet mellem perioden med variation og CV-stjerners lysstyrke gør dem meget nyttige til at bestemme afstanden til objekter i vores univers. Når perioden er målt, kan lysstyrken bestemmes, hvilket giver nøjagtige skøn over stjernens afstand ved hjælp af ligningsafstand modul.

Denne ligning siger, at: m – M = 5 log d - 5 - hvor m er den tilsyneladende størrelse af objektet, M er objektets absolutte størrelse, og d er afstanden til objektet i parsecs. Cepheid-variabler kan ses og måles til en afstand på ca. 20 millioner lysår sammenlignet med en maksimal afstand på ca. 65 lysår til jordbaseret parallaxmåling og lidt over 326 lysår for ESAs Hipparcos-mission.

Fordi de er lyse og tydeligt kan ses millioner af lysår væk, kan de let adskilles fra andre lyse stjerner i deres nærhed. Kombineret med forholdet mellem deres variation og lysstyrke gør dette dem meget nyttige værktøjer til at udlede størrelsen og skalaen på vores univers.

Klasser:

Cepheid-variabler er opdelt i to underklasser - Klassiske Cepheider og Type II Cepheider - baseret på forskelle i deres masser, aldre og evolutionære historier. Klassiske Cepheider er befolkning I (metalrige) variable stjerner, der er 4-20 gange mere massive end Solen og op til 100.000 gange mere lysende. De gennemgår pulsationer med meget regelmæssige perioder i størrelsesordenen dage til måneder.

Disse Cepheider er typisk gule lyse giganter og supergiganter (spektralklasse F6 - K2), og de oplever radiusændringer i millioner af kilometer under en pulsationscyklus. Klassiske Cepheider bruges til at bestemme afstande til galakser inden for den lokale gruppe og videre, og er et middel, hvormed Hubble-konstanten kan etableres (se nedenfor).

Type II Cepheider er befolkning II (metalfattige) variable stjerner, som pulserer med perioder på typisk mellem 1 og 50 dage. Type II Cepheider er også ældre stjerner (~ 10 milliarder år), der har omkring halvdelen af massen af vores sol.

Type II Cepheider er også opdelt baseret på deres periode i BL Her, W Virginis og RV Tauri underklasser (opkaldt efter specifikke eksempler) - som har perioder på henholdsvis 1-4 dage, 10-20 dage og mere end 20 dage . Type II Cepheider bruges til at fastlægge afstanden til det galaktiske center, kugleformede klynger og tilstødende galakser.

Der er også dem, der ikke passer ind i begge kategorier, der er kendt som Anomal Cepheids. Disse variabler har perioder på mindre end 2 dage (svarer til RR Lyrae), men har højere lysstyrker. De har også højere masser end Type II Cepheider og har ukendte aldre.

Der er også observeret en lille andel af Cepheid-variabler, som pulserer i to tilstande på samme tid, deraf navnet Double-mode Cepheids. Et meget lille antal pulserer i tre tilstande, eller en usædvanlig kombination af tilstande.

Observationshistorie:

Den første Cepheid-variabel, der blev opdaget, var Eta Aquilae, som blev observeret den 10. september 1784 af den engelske astronom Edward Pigott. Delta Cephei, som denne klasse af stjerne er navngivet til, blev opdaget et par måneder senere af den amatør engelske astronom John Goodricke.

I 1908, under en undersøgelse af variable stjerner i de magelliske skyer, opdagede den amerikanske astronom Henrietta Swan Leavitt forholdet mellem perioden og lysstyrken for klassiske cepheider. Efter registrering af perioderne med 25 forskellige variabler stjerner, offentliggjorde hun sine fund i 1912.

I de følgende år skulle flere flere astronomer undersøge Cepheider. I 1925 var Edwin Hubble i stand til at bestemme afstanden mellem Mælkevejen og Andromeda-galaksen baseret på Cepheid-variabler inden for sidstnævnte. Disse fund var centrale, idet de afgjorde den store debat, hvor astronomer forsøgte at fastslå, om Mælkevejen var unik eller en af mange galakser i universet.

Ved at måle afstanden mellem Mælkevejen og flere andre galakser og kombinere den med Vesto Slifers målinger af deres rødskift, var Hubble og Milton L. Humason i stand til at formulere Hubbles lov. Kort sagt var de i stand til at bevise, at universet er i en ekspansionstilstand, noget, der var blevet antydet flere år før.

Yderligere udvikling i løbet af det 20. århundrede omfattede opdeling af Cepheids i forskellige klasser, hvilket hjalp med at løse problemer i bestemmelsen af astronomiske afstande. Dette blev stort set gjort af Walter Baade, der i 1940'erne anerkendte forskellen mellem klassiske og type II cepheider baseret på deres størrelse, alder og lysstyrke.

Begrænsninger:

På trods af deres værdi til bestemmelse af astronomiske afstande er der nogle begrænsninger med denne metode. Hoved blandt dem er det faktum, at med Type II Cepheids, kan forholdet mellem periode og lysstyrke påvirkes af deres lavere metallicitet, fotometrisk kontaminering og den skiftende og ukendte virkning, som gas og støv har på det lys, de udsender (stjerneudryddelse).

Disse uløste problemer har resulteret i, at forskellige værdier er citeret for Hubble's Constant - som spænder mellem 60 km / s pr. 1 million parsecs (Mpc) og 80 km / s / Mpc. At løse dette uoverensstemmelse er et af de største problemer i moderne kosmologi, da universets sande størrelse og hastighed for udvidelse hænger sammen.

Forbedringer i instrumentering og metode øger dog nøjagtigheden, hvormed Cepheid-variabler observeres. Med tiden håbes det, at observationer af disse nysgerrige og unikke stjerner vil give virkelig nøjagtige værdier og således fjerne en nøglekilde til tvivl om vores forståelse af universet.

Vi har skrevet mange interessante artikler om Cepheid Variables her på Space Magazine. Her er astronomer Find en ny måde at måle kosmiske afstande på, astronomer bruger lyseko til at måle afstanden til en stjerne, og astronomer lukker ind for mørk energi med raffineret Hubble-konstant.

Astronomy Cast har en interessant episode, der forklarer forskellene mellem Befolkning I og II-stjerner - Afsnit 75: Stellar Populations.

Kilder: