VAD äR CEPHEID-VARIABLER?

Send

Universum är en riktigt riktigt stor plats. Vi pratar ... otroligt stort! Faktum är att astronomer, baserat på observationer i årtionden, tror att det observerbara universum mäter ungefär 46 miljarder ljusår över hela världen. Nyckelordet finns märkbar, för när du tar hänsyn till det som vi inte kan se, tror forskare att det faktiskt är mer som 92 miljarder ljusår.

Den svåraste delen i allt detta är att göra noggranna mätningar av de inblandade avstånden. Men sedan modern astronomi föddes har allt mer exakta metoder utvecklats. Förutom redshift och undersöka ljuset som kommer från avlägsna stjärnor och galaxer, förlitar astronomer också en klass av stjärnor känd som Cepheid Variables (CV) för att bestämma avståndet mellan objekt inom och utanför vår Galaxy.

Definition:

Variabla stjärnor är i huvudsak stjärnor som upplever svängningar i deras ljusstyrka (alias absolut ljusstyrka). Cepheids-variabler är en speciell typ av variabel stjärna genom att de är varma och massiva - fem till tjugo gånger så mycket massa som vår sol - och är kända för sin tendens att pulsera radiellt och varierar både i diameter och temperatur.

Dessutom är dessa pulsationer direkt relaterade till deras absoluta ljusstyrka, som uppstår inom väl definierade och förutsägbara tidsperioder (från 1 till 100 dagar). När man plottas som ett förhållande mellan storleksordning och period, liknar Cephiads ljusstyrkekurva formen som en "hajfena" - gör dess plötsliga stigning och topp, följt av en stadig nedgång.

Namnet härstammar från Delta Cephei, en variabel stjärna i Cepheus-konstellationen som var den första CV som identifierades. Analys av stjärnans spektrum antyder att CV: er också genomgår förändringar i termer av temperatur (mellan 5500 - 66oo K) och diameter (~ 15%) under en pulsationsperiod.

Använd i astronomi:

Förhållandet mellan variabilitetsperioden och ljusstyrkan hos CV-stjärnor gör dem mycket användbara för att bestämma avståndet mellan objekt i vårt universum. När perioden har uppmätts kan ljusstyrkan bestämmas, vilket ger exakta uppskattningar av stjärnans avstånd med hjälp av ekvationsmodulens avstånd.

Denna ekvation säger att: m – M = 5 log d - 5 - var m är objektets uppenbara storlek M är objektets absoluta storlek, och d är avståndet till objektet i parsecs. Cepheid-variabler kan ses och mätas till ett avstånd på cirka 20 miljoner ljusår, jämfört med ett maximalt avstånd på cirka 65 ljusår för jordbaserade parallaxmätningar och drygt 326 ljusår för ESA: s Hipparcos-uppdrag.

Eftersom de är ljusa och tydligt kan ses miljoner ljusår bort, kan de lätt urskiljas från andra ljusa stjärnor i deras närhet. I kombination med förhållandet mellan deras variation och ljusstyrka gör detta dem mycket användbara verktyg för att dra storleken och skalan på vårt universum.

Klasser:

Cepheid-variabler är indelade i två underklasser - Klassiska Cepheider och typ II Cepheider - baserat på skillnader i deras massor, åldrar och evolutionära historier. Klassiska Cepheider är befolkning I (metallrika) variabla stjärnor som är 4-20 gånger massivare än solen och upp till 100 000 gånger mer lysande. De genomgår pulsationer med mycket regelbundna perioder i storleksordningen dagar till månader.

Dessa Cepheids är vanligtvis gula ljusa jättar och supergiganter (spektralklass F6 - K2) och de upplever radieförändringar i miljoner kilometer under en pulsationscykel. Klassiska Cepheider används för att bestämma avstånd till galaxer inom den lokala gruppen och därefter, och är ett sätt på vilket Hubble-konstanten kan etableras (se nedan).

Cepheider av typ II är population II (metallfattiga) variabla stjärnor som pulserar med perioder på vanligtvis mellan 1 och 50 dagar. Cepheider av typ II är också äldre stjärnor (~ 10 miljarder år) som har ungefär halva massan av vår sol.

Cepheider av typ II delas också ut baserat på deras period i underklasserna BL Her, W Virginis och RV Tauri (uppkallad efter specifika exempel) - som har perioder på 1-4 dagar, 10-20 dagar respektive mer än 20 dagar . Cepheider av typ II används för att fastställa avståndet till Galactic Center, kulakluster och angränsande galaxer.

Det finns också de som inte passar in i någon kategori, som kallas Anomalous Cepheids. Dessa variabler har perioder på mindre än 2 dagar (liknande RR Lyrae) men har högre ljusstyrka. De har också högre massor än Cepheider av typ II och har okända åldrar.

En liten andel Cepheid-variabler har också observerats som pulserar i två lägen samtidigt, därav namnet Double-mode Cepheids. Ett mycket litet antal pulserar i tre lägen, eller en ovanlig kombination av lägen.

Observationens historia:

Den första Cepheid-variabeln som upptäcktes var Eta Aquilae, som observerades den 10 september 1784 av den engelska astronomen Edward Pigott. Delta Cephei, för vilken denna klass av stjärna heter, upptäcktes några månader senare av den amatören engelska astronomen John Goodricke.

1908, under en utredning av variabla stjärnor i de magelliska molnen, upptäckte den amerikanska astronomen Henrietta Swan Leavitt förhållandet mellan perioden och ljusstyrkan hos klassiska Cepheider. Efter att ha registrerat perioderna med 25 olika variabler stjärnor, publicerade hon sina resultat 1912.

Under de följande åren skulle flera astronomer undersöka Cepheider. År 1925 kunde Edwin Hubble fastställa avståndet mellan Vintergatan och Andromeda-galaxen baserat på Cepheid-variabler inom den senare. Dessa fynd var avgörande genom att de avgör den stora debatten, där astronomer försökte fastställa om Vintergatan var unik eller en av många galaxer i universum eller inte.

Genom att mäta avståndet mellan Vintergatan och flera andra galaxer och kombinera det med Vesto Slifers mätningar av deras rödförskjutning kunde Hubble och Milton L. Humason formulera Hubbles lag. Kort sagt kunde de bevisa att universum är i ett expansionsläge, något som hade föreslagits flera år tidigare.

Vidareutvecklingen under 1900-talet inkluderade delning av Cepheids i olika klasser, vilket hjälpte till att lösa problem vid bestämning av astronomiska avstånd. Detta gjordes till stor del av Walter Baade, som under 1940-talet erkände skillnaden mellan klassiska och typ II Cepheider baserat på deras storlek, ålder och ljusstyrka.

Begränsningar:

Trots deras värde för att bestämma astronomiska avstånd finns det några begränsningar med denna metod. Huvud bland dem är det faktum att med typ II Cepheider kan förhållandet mellan period och ljusstyrka åstadkommas genom deras lägre metallicitet, fotometrisk förorening och den förändrade och okända effekten som gas och damm har på det ljus de avger (stellar utrotning).

Dessa olösta problem har resulterat i att olika värden har citerats för Hubble's Constant - som sträcker sig mellan 60 km / s per 1 miljon parsec (Mpc) och 80 km / s / Mpc. Att lösa denna skillnad är ett av de största problemen i modern kosmologi, eftersom den verkliga storleken och hastigheten för expansionen av universum är kopplade.

Förbättringar i instrumentering och metodik ökar emellertid noggrannheten med vilken Cepheid-variabler observeras. Med tiden hoppas man att observationer av dessa nyfikna och unika stjärnor kommer att ge verkligt exakta värden och därmed ta bort en nyckelkälla till tvivel om vår förståelse av universum.

Vi har skrivit många intressanta artiklar om Cepheid Variables här på Space Magazine. Här är astronomer Hitta nya sätt att mäta kosmiska avstånd, astronomer använder ljuseko för att mäta avståndet till en stjärna och astronomer stänger in på mörk energi med raffinerad Hubble konstant.

Astronomy Cast har ett intressant avsnitt som förklarar skillnaderna mellan Befolkning I och II stjärnor - Avsnitt 75: Stellar Populations.

källor: