MITä OVAT CEPHEID-MUUTTUJAT?

Send

Universumi on todella, todella iso paikka. Me puhumme… käsittämättömästi iso! Itse asiassa, vuosikymmenien mittaisten havaintojen perusteella, tähtitieteilijät uskovat nyt, että havaittavissa oleva maailmankaikkeus mittaa noin 46 miljardia valovuotta. Avainsana siellä on havaittavissa, koska kun otat huomioon sen, mitä emme näe, tutkijoiden mielestä se on oikeastaan enemmän kuin 92 miljardia valovuotta.

Vaikein osa tätä kaikkea on tarkan mittauksen tekeminen etäisyyksistä. Mutta nykyaikaisen tähtitieteen syntymästä lähtien, entistä tarkempia menetelmiä on kehitetty. Punasiirtymän ja etäisten tähtiä ja galaksien kautta tulevan valon tutkimuksen lisäksi tähtitieteilijät luottavat Cepheid-muuttujiin (CV) kutsuttuun tähtiluokkaan määrittääkseen kohteiden etäisyyden galaksissamme ja sen ulkopuolella.

Määritelmä:

Muuttuvat tähdet ovat lähinnä tähtiä, joiden kirkkaudessa (aka. Absoluuttinen kirkkaus) kokee vaihteluita. Kefeidimuuttujat ovat erityyppisiä muuttuvia tähtiä siinä mielessä, että ne ovat kuumia ja massiivisia - viidestä kaksikymmentä kertaa niin paljon massaa kuin aurinko - ja tunnetaan taipumuksestaan sykkyä radiaalisesti ja vaihtelevat sekä halkaisijan että lämpötilan suhteen.

Lisäksi nämä pulsaatiot liittyvät suoraan niiden absoluuttiseen vaaleuteen, joka tapahtuu tarkkaan määriteltyjen ja ennustettavissa olevien ajanjaksojen aikana (vaihtelevat 1-100 päivää). Kun piirretään suuruusluokan ja ajan suhteeksi, Cephiad-valovoiman käyrän muoto muistuttaa ”hain evän” muotoa - tee äkillinen nousu ja huippunsa, jota seuraa tasaisempi lasku.

Nimi on johdettu Delta Cepheista, joka on muuttuva tähti Cepheus-tähdistössä, joka oli ensimmäinen tunnistettu CV. Tähden spektrin analyysi viittaa siihen, että myös CV: ssä tapahtuu lämpötilan (välillä 5500 - 66oo K) ja halkaisijan (~ 15%) muutoksia pulsaatiojakson aikana.

Käyttö tähtitieteessä:

Muuttuvuusjakson ja CV-tähtien kirkkauden välinen suhde tekee niistä erittäin hyödyllisiä määritettäessä esineiden etäisyyttä universumissamme. Kun jakso on mitattu, valoisuus voidaan määrittää, jolloin saadaan tarkat arviot tähden etäisyydestä etäisyysmoduuliyhtälön avulla.

Tämän yhtälön mukaan: m – M = 5 loki d - 5 - missä m on esineen näkyvä suuruus, M on kohteen absoluuttinen suuruus, ja d on etäisyys esineeseen parsana. Kefeidimuuttujat voidaan nähdä ja mitata noin 20 miljoonan valovuoden etäisyydelle, verrattuna enimmäietäisyyteen noin 65 valovuotta maapallolla tapahtuvissa parallaksimittauksissa ja hieman yli 326 valovuotta ESAn Hipparcos-tehtävässä.

Koska ne ovat kirkkaita ja ne voidaan nähdä selvästi miljoonan valovuoden päässä, ne voidaan erottaa helposti muista läheisyydessä olevista kirkkaista tähtiistä. Yhdessä niiden vaihtelevuuden ja valoisuuden väliseen suhteeseen tämä tekee niistä erittäin hyödyllisiä työkaluja maailmankaikkeuden koon ja mittakaavan laskemiseen.

Luokat:

Kefeidimuuttujat jaetaan kahteen alaluokkaan - klassisiin kefeideihin ja tyypin II kefeideihin - niiden massojen, ikien ja evoluutiohistorian erojen perusteella. Klassiset kefeidit ovat väestön I (metallirikkaita) muuttuvia tähtiä, jotka ovat 4-20 kertaa massiivisempia kuin aurinko ja jopa 100 000 kertaa valoisammat. Ne käyvät läpi pulsaation erittäin säännöllisillä jaksoilla päivistä kuukausiin.

Nämä kefeidit ovat tyypillisesti keltaisia kirkkaita jättiläisiä ja supergeenejä (spektrin luokka F6 - K2), ja ne kokevat säteen muutoksia miljoonissa kilometreissä pulsaatiosyklin aikana. Klassisia kefeidejä käytetään määrittämään etäisyydet galakseihin paikallisen ryhmän sisällä ja sen ulkopuolella, ja ne ovat keino, jolla Hubble-vakio voidaan määrittää (katso alla).

Tyypin II kefeidit ovat väestön II (metalli-huono) muuttuvia tähtiä, jotka sykkyvät jaksoilla, jotka ovat tyypillisesti 1-50 päivää. Tyypin II kefeidit ovat myös vanhempia tähtiä (~ 10 miljardia vuotta), joilla on noin puolet aurinkoomme massasta.

Tyypin II kefeidit jaetaan myös jakson perusteella ajanjaksoihin BL Her, W Virginis ja RV Tauri (nimetty erityisillä esimerkeillä) - joiden jaksot ovat vastaavasti 1-4 päivää, 10-20 päivää ja yli 20 päivää. . Tyypin II kefeidejä käytetään määrittämään etäisyys galaktisen keskuksen, pallomaisten klustereiden ja naapurimaiden galakseihin.

On myös sellaisia, jotka eivät sovi kumpaankaan luokkaan, ja jotka tunnetaan nimellä anomalous cefeids. Näiden muuttujien jaksot ovat alle 2 päivää (samanlaisia kuin RR Lyrae), mutta niiden valoisuus on suurempi. Niillä on myös korkeammat massat kuin tyypin II kefeideillä, ja niiden ikä on tuntematon.

Pieni osa kefeidimuuttujista on myös havaittu, jotka sykkyvät kahdessa tilassa samanaikaisesti, tästä nimestä kaksoismuotoiset kefeidit. Hyvin pieni määrä sykkää kolmessa tilassa tai epätavallinen tilanyhdistelmä.

Havaintojen historia:

Ensimmäinen löydetty Cepheid-muuttuja oli Eta Aquilae, jonka englantilainen tähtitieteilijä Edward Pigott havaitsi 10. syyskuuta 1784. Muutama kuukautta myöhemmin amatööri-englantilainen tähtitieteilijä John Goodricke löysi Delta Cephein, jolle tämä tähtiluokka on nimetty.

Vuonna 1908, tutkiessaan muuttuvia tähtiä Magellanin pilvissä, amerikkalainen tähtitieteilijä Henrietta Swan Leavitt löysi klassisten kefeidien ajanjakson ja valoisuuden välisen suhteen. Tallennettuaan 25 eri muuttujan tähtijaksoja, hän julkaisi havaintonsa vuonna 1912.

Seuraavina vuosina vielä useampi tähtitieteilijä suorittaisi kefeidejä koskevan tutkimuksen. Vuoteen 1925 mennessä Edwin Hubble pystyi määrittämään Linnunradan ja Andromedan galaksin välisen etäisyyden jälkimmäisten sisällä olevien Cepheid-muuttujien perusteella. Nämä havainnot olivat ratkaisevia siinä mielessä, että ne ratkaisivat suuren keskustelun, jossa tähtitieteilijät pyrkivät selvittämään, onko Linnunrata ainutlaatuinen vai onko yksi monista maailmankaikkeuden galakseista.

Mittaamalla Linnunradan ja useiden muiden galaksien välinen etäisyys ja yhdistämällä se Vesto Slipherin punasuunnan mittauksiin, Hubble ja Milton L. Humason pystyivät muotoilemaan Hubblen lain. Lyhyesti sanottuna he pystyivät todistamaan, että maailmankaikkeus on laajentumisen tilassa, jota oli ehdotettu vuosia aiemmin.

Lisäkehitykseen 1900-luvun aikana kuului kefeidien jakaminen eri luokkiin, mikä auttoi ratkaisemaan astronomisten etäisyyksien määrittämisessä esiintyvät kysymykset. Tämän teki suurelta osin Walter Baade, joka tunnisti 1940-luvulla ero klassisen ja tyypin II kefeidien välillä niiden koon, iän ja valoisuuden perusteella.

Rajoitukset:

Huolimatta niiden arvosta tähtitieteellisten etäisyyksien määrittämisessä, tällä menetelmällä on joitain rajoituksia. Tärkeintä heistä on se, että tyypin II kefeideissä jakson ja valoisuuden välinen suhde voidaan saada aikaan niiden alhaisemmalla metallisuudella, fotometrisellä epäpuhtaudella ja kaasun ja pölyn muuttuvalla ja tuntemattomalla vaikutuksella niiden lähettämään valoon (tähtien sammuminen).

Nämä ratkaisemattomat kysymykset ovat johtaneet siihen, että Hubblen vakiosta mainitaan erilaisia arvoja - jotka vaihtelevat välillä 60 km / s / miljoona miljoonasosaa (Mpc) - 80 km / s / Mpc. Tämän ristiriidan ratkaiseminen on yksi modernin kosmologian suurimmista ongelmista, koska maailmankaikkeuden todellinen koko ja laajentumisnopeus ovat yhteydessä toisiinsa.

Mittauslaitteiden ja menetelmien parannukset lisäävät kuitenkin Cepheid-muuttujien tarkkailun tarkkuutta. Ajan myötä toivotaan, että näiden uteliaiden ja ainutlaatuisten tähtien havainnot tuottavat todella tarkkoja arvoja, poistaen siten keskeisen epäilyksen lähteen ymmärryksestämme maailmankaikkeudesta.

Olemme kirjoittaneet monia mielenkiintoisia artikkeleita Cepheid-muuttujista täällä Space Magazine -lehdessä. Täällä tähtitieteilijät löytävät uuden tavan mitata kosmiset etäisyydet, tähtitieteilijät käyttävät valokaikua mitata etäisyyden tähtiin ja astronomit sulkeutuvat pimeään energiaan hienostuneen Hubble-vakion avulla.

Astronomy Cast -tapahtumassa on mielenkiintoinen jakso, joka selittää erot väestön I ja II tähten välillä - Episode 75: Stellar Poplings.

Lähteet: