CO JSOU PROMĚNNé CEPHEID?

Send

Vesmír je opravdu, opravdu velké místo. Mluvíme… nesmírně velké! Ve skutečnosti se astronomové na základě pozorování, která stála za desetiletí, domnívají, že pozorovatelný vesmír měří asi 46 miliard světelných let. Klíčové slovo tam je pozorovatelný, protože když vezmete v úvahu to, co nevidíme, vědci si myslí, že je to vlastně přes 92 miliard světelných let.

Nejtěžší součástí toho všeho je přesné měření příslušných vzdáleností. Ale od narození moderní astronomie se vyvinuly stále přesnější metody. Kromě červeného posunu a zkoumání světla přicházejícího ze vzdálených hvězd a galaxií se astronomové také spoléhají na třídu hvězd známou jako Cepheid Proměnné (CV), aby určili vzdálenost objektů uvnitř a za naší galaxií.

Definice:

Proměnné hvězdy jsou v podstatě hvězdy, které zažívají výkyvy ve své jasnosti (aka. Absolutní svítivost). Cefeidové proměnné jsou zvláštním typem proměnné hvězdy v tom, že jsou horké a masivní - pětkrát až dvacetkrát větší množství než naše Slunce - a jsou známy svou tendencí k pulsaci radiálně a mění se jak průměrem, tak teplotou.

Tyto pulzy navíc přímo souvisí s jejich absolutní svítivostí, ke které dochází v přesně definovaných a předvídatelných časových obdobích (v rozsahu od 1 do 100 dnů). Tvar křivky luminosity Cefiad, když je vynesen jako vztah mezi dobou a dobou, se podobá tvaru „žraločí ploutve“ - náhlý vzestup a vrchol, po kterém následuje rovnoměrnější pokles.

Název je odvozen od Delta Cephei, proměnné hvězdy v souhvězdí Cepheus, který byl prvním identifikovaným CV. Analýza spektra této hvězdy naznačuje, že životopisy také procházejí změnami teploty (mezi 5500 - 66oo K) a průměrem (~ 15%) během pulsační periody.

Použití v astronomii:

Vztah mezi obdobím proměnlivosti a jasem CV hvězd je činí velmi užitečnými při určování vzdálenosti objektů v našem vesmíru. Jakmile je perioda změřena, může být stanovena svítivost, čímž se získají přesné odhady vzdálenosti hvězdy pomocí rovnice modulů vzdálenosti.

Tato rovnice uvádí, že: m – M = 5 log d - 5 - kde m je zřejmá velikost objektu, M je absolutní velikost objektu a d je vzdálenost k objektu v parsecech. Proměnné Cepheid lze pozorovat a měřit na vzdálenost asi 20 milionů světelných let ve srovnání s maximální vzdáleností asi 65 světelných let pro měření paralaxy na Zemi a něco přes 326 světelných let pro misi Hipparcos ESA.

Protože jsou jasné a mohou být jasně vidět miliony světelných let daleko, lze je snadno odlišit od ostatních jasných hvězd v jejich okolí. V kombinaci se vztahem mezi jejich variabilitou a svítivostí z nich činí velmi užitečnými nástroji při odvozování velikosti a rozsahu našeho vesmíru.

Třídy:

Cefeidové proměnné jsou rozděleny do dvou podtříd - Klasické cefeidy a Cefeidy typu II - na základě rozdílů v jejich hmotnosti, věku a evoluční historii. Klasické Cefeidy jsou proměnné hvězdy typu Population I (bohaté na kov), které jsou 4 až 20krát hmotnější než Slunce a až 100 000 krát jasnější. Podstupují pulzy s velmi pravidelnými periodami v řádu dní až měsíců.

Tito Cefeidy jsou obvykle žlutými jasnými obry a supergianty (spektrální třída F6 - K2) a během pulzačního cyklu zažívají změny poloměru v milionech kilometrů. Klasické hlavonožce se používají k určování vzdáleností k galaxiím v místní skupině i mimo ni a jsou prostředkem, kterým lze založit HST (viz níže).

Cefeidy typu II jsou proměnné hvězdy populace II (chudé na kovy), které pulzují s periodami obvykle mezi 1 a 50 dny. Cefeidy typu II jsou také starší hvězdy (~ 10 miliard let), které mají přibližně polovinu hmotnosti našeho Slunce.

Cefeidy typu II jsou také rozděleny podle období do podtříd BL Her, W Virginis a RV Tauri (pojmenovaných po konkrétních příkladech) - které mají periody 1–4 dny, 10–20 dní a více než 20 dní. . Cefeidy typu II se používají k určení vzdálenosti od galaktického centra, kulových hvězdokup a sousedních galaxií.

Existují také ty, které se nehodí do žádné kategorie, které jsou známé jako Anomalous Cepheids. Tyto proměnné mají periody kratší než 2 dny (podobné RR Lyrae), ale mají vyšší jas. Mají také vyšší hmotnosti než Cefeidy typu II a mají neznámé stáří.

Také byl pozorován malý podíl proměnných Cepheid, které pulzují ve dvou režimech současně, proto se nazývá Cepheids s dvojím režimem. Velmi malé číslo pulzuje ve třech režimech nebo neobvyklá kombinace režimů.

Historie pozorování:

První Cefeidovou proměnnou, která byla objevena, byla Eta Aquilae, kterou pozoroval 10. září 1784 anglický astronom Edward Pigott. Delta Cephei, pro kterou je tato třída hvězd jmenována, objevil o několik měsíců později amatérský anglický astronom John Goodricke.

V roce 1908 objevil americký astronom Henrietta Swan Leavitt během zkoumání proměnných hvězd v Magellanových mracích vztah mezi dobou a svítivostí klasických cefeidů. Po zaznamenání období 25 různých proměnných hvězd publikovala své nálezy v roce 1912.

V následujících letech provedlo výzkum Cepheidů několik dalších astronomů. V roce 1925 byl Edwin Hubble schopen určit vzdálenost mezi Mléčnou dráhou a galaxií Andromeda na základě proměnných Cepheid v rámci druhé. Tato zjištění byla klíčová v tom, že se usadili ve Velké debatě, kde se astronomové snažili zjistit, zda byla Mléčná dráha jedinečná, nebo jedna z mnoha galaxií ve vesmíru.

Hubble a Milton L. Humason mohli měřit vzdálenost mezi Mléčnou dráhou a několika dalšími galaxiemi a zkombinovat ji s měřením jejich červeného posunu Vesto Slipher. Hubble a Milton L. Humason dokázali formulovat Hubbleův zákon. Stručně řečeno, dokázali dokázat, že vesmír je ve stavu expanze, něco, co bylo navrženo před lety.

Další vývoj během 20. století zahrnoval rozdělení Cefeidů do různých tříd, což pomohlo vyřešit problémy při určování astronomických vzdáleností. Toto bylo děláno velmi Walter Baade, kdo ve čtyřicátých létech rozpoznal rozdíl mezi klasickými a Cefeidy typu II na základě jejich velikosti, věku a jasnosti.

Omezení:

Navzdory jejich hodnotě při určování astronomických vzdáleností existují u této metody určitá omezení. Hlavním z nich je skutečnost, že u Cefeidů typu II může být vztah mezi periodou a svítivostí ovlivněn jejich nižší metalicitou, fotometrickou kontaminací a měnícím se a neznámým účinkem, který mají plyn a prach na světlo, které vyzařují (hvězdné vymírání).

Tyto nevyřešené problémy vyústily v citování různých hodnot pro Hubble's Constant - které se pohybují mezi 60 km / s na 1 milion parseců (Mpc) a 80 km / s / Mpc. Řešení této nesrovnalosti je jedním z největších problémů moderní kosmologie, protože skutečná velikost a rychlost expanze vesmíru jsou spojeny.

Vylepšení instrumentace a metodologie však zvyšují přesnost, s jakou jsou pozorovány proměnné Cepheid. Časem se doufá, že pozorování těchto zvědavých a jedinečných hvězd přinese skutečně přesné hodnoty, čímž odstraní klíčový zdroj pochybností o našem chápání vesmíru.

Zde jsme psali mnoho zajímavých článků o Cepheid Proměnných zde v časopise Space Magazine. Tady jsou astronomové, kteří hledají nový způsob měření kosmických vzdáleností, astronomové používají k měření vzdálenosti od hvězdy světelnou ozvěnu a astronomové uzavírají temnou energii pomocí rafinované Hubbleovy konstanty.

Astronomie Cast má zajímavou epizodu, která vysvětluje rozdíly mezi hvězdami populace I a II - epizoda 75: Hvězdné populace.

Zdroje: