CE SUNT VARIABILELE CEFEIDE?

Send

Universul este un loc cu adevărat mare. Vorbim ... imperceptibil de mare! De fapt, pe baza unor observații valoroase de zeci de ani, astronomi consideră că Universul observabil măsoară aproximativ 46 de miliarde de ani-lumină. Cuvântul cheie există observabil, pentru că atunci când țineți cont de ceea ce nu putem vedea, oamenii de știință cred că este de fapt mai mult ca 92 de miliarde de ani-lumină.

Cea mai grea parte din toate acestea este realizarea măsurătorilor precise ale distanțelor implicate. Dar de la nașterea astronomiei moderne, au evoluat metode tot mai precise. În afară de redshift și de examinarea luminii provenite de la stele și galaxii îndepărtate, astronomii se bazează, de asemenea, pe o clasă de stele cunoscută sub numele de Variabilele cefeide (CV) pentru a determina distanța obiectelor din și dincolo de Galaxia noastră.

Definiție:

Stelele variabile sunt în esență stele care experimentează fluctuații în luminozitatea lor (de asemenea, luminozitate absolută). Variabilele cefeide sunt un tip special de stea variabilă, prin faptul că sunt fierbinți și masive - de cinci până la douăzeci de ori mai multă masă decât Soarele nostru - și sunt cunoscute pentru tendința lor de a pulsa radial și variază atât în diametru cât și în temperatură.

Mai mult, aceste pulsiuni sunt direct legate de luminozitatea lor absolută, care apare în perioade de timp bine definite și previzibile (de la 1 la 100 de zile). Atunci când este reprezentată ca o relație de magnitudine față de perioadă, forma curbei de luminozitate cefaliană seamănă cu cea a „aripioarei rechinului” - faceți creșterea bruscă și vârful ei, urmată de un declin constant.

Numele este derivat de la Delta Cephei, o stea variabilă în constelația Cepheus care a fost primul CV identificat. Analiza spectrului acestei stele sugerează că CV-urile suferă, de asemenea, modificări în ceea ce privește temperatura (între 5500 - 66oo K) și diametrul (~ 15%) în timpul unei perioade de pulsare.

Utilizare în astronomie:

Relația dintre perioada de variabilitate și luminozitatea stelelor CV le face foarte utile în determinarea distanței obiectelor din Universul nostru. Odată măsurată perioada, luminozitatea poate fi determinată, rezultând astfel estimări exacte ale distanței stelei utilizând ecuația modulului distanței.

Această ecuație afirmă că: m – M = 5 jurnal d - 5 - unde m este magnitudinea aparentă a obiectului, M este magnitudinea absolută a obiectului și d este distanța față de obiect în parsecs. Variabilele cefeide pot fi văzute și măsurate până la o distanță de aproximativ 20 de milioane de ani-lumină, comparativ cu o distanță maximă de aproximativ 65 de ani-lumină pentru măsurători de paralaxă pe Pământ și puțin peste 326 de ani-lumină pentru misiunea Hipparcos a ESA.

Deoarece sunt luminoase și pot fi văzute în mod clar la milioane de ani lumină distanță, ele se pot distinge cu ușurință de alte stele luminoase din vecinătatea lor. Combinate cu relația dintre variabilitatea și luminozitatea lor, acestea le fac instrumente extrem de utile în deducerea dimensiunii și a scării Universului nostru.

Clase:

Variabilele cefeide sunt împărțite în două subclase - Cefeide clasice și Cefeide de tip II - pe baza diferențelor dintre masele, vârstele și istoriile evolutive ale acestora. Cefeidele clasice sunt stele variabile ale populației I (bogate în metale) care sunt de 4-20 de ori mai masive decât Soarele și de până la 100.000 de ori mai luminoase. Aceștia suferă pulsiuni cu perioade foarte regulate de ordinul zilelor până la luni.

Acești cefizi sunt de obicei giganți și supergiganți strălucitori de culoare galbenă (clasa spectrală F6 - K2) și experimentează modificări ale razei în milioane de kilometri în timpul unui ciclu de pulsare. Cefeidele clasice sunt utilizate pentru a determina distanțele până la galaxii din cadrul grupului local și nu numai, și sunt un mijloc prin care constanta Hubble poate fi stabilită (vezi mai jos).

Cefeidele de tip II sunt stele variabile ale populației II (sărace în metal) care pulsează cu perioade cuprinse între 1 și 50 de zile. Cefeidele de tip II sunt, de asemenea, stele mai vechi (~ 10 miliarde de ani) care au aproximativ jumătate din masa Soarelui nostru.

Cefeidele de tip II sunt, de asemenea, subdivizate în funcție de perioada lor în subclasele BL Her, W Virginis și RV Tauri (numite după exemple specifice) - care au perioade de 1-4 zile, 10-20 zile și, respectiv, mai mult de 20 de zile, respectiv . Cefeidele de tip II sunt utilizate pentru a stabili distanța față de Centrul Galactic, grupări globulare și galaxii învecinate.

Există, de asemenea, cele care nu se încadrează în niciuna dintre categorii, care sunt cunoscute sub denumirea de Cefeide anomale. Aceste variabile au perioade mai mici de 2 zile (similar cu RR Lyrae), dar au luminozități mai mari. De asemenea, au mase mai mari decât Cefeidele de tip II și au vârste necunoscute.

S-a observat, de asemenea, o proporție mică de variabile cefeide care pulsează în două moduri în același timp, de unde și denumirea Cefeid cu mod dublu. Un număr foarte mic pulsează în trei moduri sau o combinație neobișnuită de moduri.

Istoric al observației:

Prima variabilă cefeidă descoperită a fost Eta Aquilae, observată la 10 septembrie 1784 de către astronomul englez Edward Pigott. Delta Cephei, pentru care este numită această clasă de stele, a fost descoperită câteva luni mai târziu de astronomul englez amator John Goodricke.

În 1908, în timpul unei investigații asupra stelelor variabile din Norii Magellanici, astronomul american Henrietta Swan Leavitt a descoperit relația dintre perioada și luminozitatea cefeidelor clasice. După înregistrarea perioadelor de 25 de stele cu variabile diferite, ea a publicat descoperirile sale în 1912.

În anii următori, mai mulți astronomi ar urma să efectueze cercetări despre cefeide. Până în 1925, Edwin Hubble a putut stabili distanța dintre Calea Lactee și Galaxia Andromeda pe baza variabilelor cefeide din cadrul acesteia din urmă. Aceste descoperiri au fost esențiale, prin faptul că au soluționat Marea Dezbatere, unde astronomii au căutat să stabilească dacă Calea Lactee este sau nu unică sau una dintre numeroasele galaxii din Univers.

Prin măsurarea distanței dintre Calea Lactee și alte câteva galaxii și combinând-o cu măsurătorile lor reduse ale lui Vesto Slipher, Hubble și Milton L. Humason au putut să formuleze Legea lui Hubble. Pe scurt, au reușit să demonstreze că Universul se află într-o stare de expansiune, ceva care fusese sugerat cu ani înainte.

Dezvoltările ulterioare din secolul XX au inclus împărțirea Cefeidelor în clase diferite, ceea ce a contribuit la rezolvarea problemelor în determinarea distanțelor astronomice. Acest lucru a fost realizat în mare parte de Walter Baade, care în anii 1940 a recunoscut diferența dintre cefeidele clasice și cele de tip II, în funcție de mărimea, vârsta și luminozitățile lor.

Limitări:

În ciuda valorii lor în determinarea distanțelor astronomice, există anumite limitări cu această metodă. Principalul dintre ele este faptul că, cu Cefeidele de tip II, relația dintre perioadă și luminozitate poate fi realizată prin metalicitatea lor mai mică, contaminarea fotometrică și efectul schimbător și necunoscut pe care gazul și praful îl au asupra luminii pe care o emit (stingerea stelară).

Aceste probleme nerezolvate au avut ca rezultat valorile diferite ale lui Constant Hubble - care variază între 60 km / s la 1 milion de parsecs (Mpc) și 80 km / s / Mpc. Rezolvarea acestei discrepanțe este una dintre cele mai mari probleme în cosmologia modernă, întrucât adevărata dimensiune și rata de expansiune a Universului sunt legate.

Cu toate acestea, îmbunătățirile în instrumentare și metodologie cresc precizia cu care sunt observate variabilele cefeide. În timp, se speră că observațiile acestor stele curioase și unice vor produce valori cu adevărat exacte, eliminând astfel o sursă cheie de îndoială cu privire la înțelegerea noastră despre Univers.

Am scris multe articole interesante despre Variabilele cefeide aici la Space Magazine. Iată astronomii Găsiți un nou mod de a măsura distanțele cosmice, astronomii folosesc ecou de lumină pentru a măsura distanța până la o stea și astronomii se închid în energie întunecată cu constantă Hubble rafinată.

Cast Astronomy are un episod interesant care explică diferențele dintre stelele Populației I și II - Episodul 75: Populații stelare.

surse: