Az Univerzum egy igazán, nagyon nagy hely. Beszélünk ... elfogadhatatlanul nagyok! Valójában évtizedes megfigyelések alapján a csillagászok most úgy gondolják, hogy a megfigyelhető világegyetem mintegy 46 milliárd fényév távolságot mér. A kulcsszó van megfigyelhető, mert ha figyelembe vesszük azt, amit nem látunk, a tudósok azt gondolják, hogy valójában több mint 92 milliárd fényév.
Ennek legnehezebb része a megtett távolságok pontos mérése. De a modern csillagászat születése óta egyre pontosabb módszerek fejlődtek ki. A vöröseltolódás mellett a távoli csillagokból és galaxisokból származó fény vizsgálata mellett a csillagászok a Cepheid Variables (CV) néven ismert csillagosztályra is támaszkodnak, hogy meghatározzák a tárgyak távolságát a galaxisunkban és azon kívül.
Meghatározás:
A változó csillagok lényegében azok a csillagok, amelyek fényerősségének ingadozása (más néven abszolút fényesség) tapasztalható. A cefeidek a változó csillagok különféle típusai, mivel forróak és hatalmasak - öt-húszszer annyi tömeg, mint a Napunk -, és ismertek sugárirányban pulzáló hajlamaikról, valamint átmérőjüktől és hőmérséklettől függően.
Sőt, ezek a pulzációk közvetlenül kapcsolódnak abszolút fényerősségükhöz, amely egy jól meghatározott és kiszámítható időtartamon belül (1 és 100 nap között változik). Ha a nagyság és az időszak közötti összefüggést ábrázoljuk, a Cephiad fényességgörbéjének alakja hasonlít a „cápauszony” alakjára - végezzük hirtelen emelkedését és csúcsát, majd egyenletesebb csökkenést kövessen.
A név a Delta Cephei-ből származik, amely egy változó csillag a Cepheus csillagképben, amely volt az első azonosító CV. E csillag spektrumának elemzése szerint a CV-k hőmérsékleti (5500 - 66 ó K) és átmérő (~ 15%) között változnak egy pulzációs időszak alatt.
Használat csillagászatban:
A variabilitás periódusa és a CV csillagok fényessége közötti kapcsolat nagyon hasznossá teszi őket az univerzumban lévő tárgyak távolságának meghatározásában. Az időmérés után meg lehet határozni a fényerőt, így pontos becsléseket kapunk a csillag távolságáról a távolsági modulus egyenlet felhasználásával.
Ez az egyenlet kimondja, hogy: m – M = 5 log d - 5 - hol m a tárgy látszólagos nagysága, M a tárgy abszolút nagysága, és d az objektumtól való távolság, parsekben. A cefeid-változók körülbelül 20 millió fényév távolságig láthatók és mérhetők, míg a Föld-alapú parallaxis méréseknél kb. 65 fényév távolságot lehet elérni, az ESA Hipparcos-missziója pedig alig több mint 326 fényév távolságot.
Mivel fényesek és millió fényév távolságon belül jól láthatóak, könnyen megkülönböztethetők a közelében lévő többi fényes csillagtól. A változékonyság és a fényerősség kapcsolatával kombinálva ez rendkívül hasznos eszközöket tesz ezeknek az univerzumunk méretének és méretének meghatározásához.
Osztályok:
A cefeid változókat két alosztályra osztják - klasszikus cefeidek és II. Típusú cefeidek - tömegük, koruk és evolúciós történeteik különbségei alapján. A klasszikus cefeidek az I. populációban (fémben gazdag) változó csillagok, amelyek 4-20-szor tömegebbek, mint a Nap, és akár 100 000-szeresen világítanak. Nagyon rendszeres periódusokkal, napoktól hónapokig terjedő pulzuson mennek keresztül.
Ezek a cefeidek jellemzően sárga fényes óriások és szupergitárok (F6 - K2 spektrumosztály), és a pulzációs ciklus során megváltoztatják a sugárváltozásokat millió millió kilométer alatt. A klasszikus cefeideket a helyi csoporton belüli és azon kívüli galaxisok távolságának meghatározására használják, és ezek segítségével meghatározható a Hubble-állandó (lásd alább).
A II. Típusú cefeidek a II. Populációban (fémszegény) változó csillagok, amelyek jellemzően 1 és 50 napos periódusban pulzálnak. A II. Típusú cefeidek szintén idősebb csillagok (~ 10 milliárd év), amelyek körülbelül a Napunk tömegének felét teszik ki.
A II. Típusú cefeideket periódusuk alapján is fel lehet osztani a BL Her, W Virginis és RV Tauri alosztályokba (külön példaként elnevezve) - amelyek 1-4 napos, 10-20 napos, és több mint 20 napos periódusokkal rendelkeznek. . A II. Típusú cefeideket használják a távolság meghatározására a Galaktikus Központtól, a gömbös klaszterekig és a szomszédos galaxisokig.
Vannak olyanok is, amelyek egyik kategóriába sem férnek bele, ezeket Anomális Kefeid néven ismerték. Ezeknek a változóknak a periódusa kevesebb, mint 2 nap (hasonlóan az RR Lyrae-hez), de nagyobb fényerősségűek. Ezek tömege is nagyobb, mint a II. Típusú cefeideknél, és ismeretlen korúak.
Cepheid változók kis hányadát is megfigyelték, amelyek két üzemmódban egyidejűleg pulzálnak, ezért kétszeres üzemmódú cepeideknek hívják. Nagyon kis szám pulzál három üzemmódban, vagy az üzemmódok szokatlan kombinációja.
Megfigyelés története:
Az első felfedezett Cepheid változó az Eta Aquilae volt, amelyet 1784. szeptember 10-én figyelt meg Edward Pigott angol csillagász. Néhány hónappal később, John Goodricke amatőr angol csillagász fedezte fel a Delta Cepheit, amelynek a csillagosztályt elnevezték.
1908-ban, a Magellán Felhőkben a változó csillagok vizsgálata során, az amerikai csillagász Henrietta Swan Leavitt felfedezte a klasszikus cefeidok periódusa és fényessége közötti összefüggést. A 25 különböző változó csillag periódusainak felvétele után 1912-ben közzétette eredményeit.
A következő években még több csillagász kutatást végezne a cefeidekről. 1925-re Edwin Hubble képes volt meghatározni a Tejút és az Andromeda galaxis közötti távolságot az utóbbion belüli Cepheid változók alapján. Ezek az eredmények döntő jelentőségűek abban az értelemben, hogy rendezték a Nagy Vita rendezését, ahol a csillagászok arra törekedtek, hogy megállapítsák, vajon a Tejút egyedi-e vagy sem, vagy az univerzum sok galaxisának egyike.
A Tejút és más galaxisok közötti távolság felmérésével és a Vesto Slipher vöröseltolódásának mérésével kombinálva Hubble és Milton L. Humason képesek voltak megfogalmazni Hubble törvényét. Röviden: képesek voltak bizonyítani, hogy az Univerzum kibővülési állapotban van, amit évekkel korábban már javasoltak.
A XX. Század további fejleményei között szerepelt a cefeidek különféle osztályokra történő felosztása, amely elősegítette a csillagászati távolság meghatározásának kérdéseit. Ezt nagyrészt Walter Baade végezte, aki az 1940-es években felismerte a klasszikus és a II. Típusú cefeidek közötti különbséget méretük, koruk és fényerősségük alapján.
Korlátozások:
Annak ellenére, hogy értékük a csillagászati távolságok meghatározásában van, ennek a módszernek vannak bizonyos korlátai. Közülük a legfontosabb az a tény, hogy a II. Típusú cefeidek esetén a periódus és a fényerősség kapcsolatát alacsonyabb fémségük, fotometrikus szennyeződésük, valamint a gáz és a por megváltoztató és ismeretlen hatása képezi a kibocsátott fényre (csillagkiégés).
Ezek a megoldatlan kérdések eredményeként különböző értékeket idéztek elő a Hubble konstansára - amelyek 60 km / s / 1 millió parsec (Mpc) és 80 km / s / Mpc között vannak. Ennek az eltérésnek a megoldása a modern kozmológia egyik legnagyobb problémája, mivel az Univerzum valódi mérete és terjedési sebessége össze van kapcsolva.
A műszerezés és a módszertan fejlesztései azonban növelik a Cepheid-változók megfigyelésének pontosságát. Idővel remélhetőleg ezen kíváncsi és egyedi csillagok megfigyelései valóban pontos értékeket adnak, ezáltal kiküszöbölve a kulcskérdést a Világegyetem megértésében.
Sok érdekes cikket írtunk a Cepheid Variables-ről itt, a Space Magazine-ban. Az űrhajósok új módszert találnak a kozmikus távolságok mérésére, az csillagászok a fény visszhangját mérik a csillagtól való távolság méréséig, az űrhajósok pedig a sötét energiát zárják le finomított Hubble-állandóval.
A Csillagászat szereplőinek egy érdekes epizódja van, amely elmagyarázza az I. és a II. Populáció csillagok közötti különbségeket - Episode 75: Stellar Populations.
Forrás:
- Wikipedia - Cepheid Variable
- Hiperfizika - Cepheid változók
- AAVSO -A kozmikus távolság létra
- LCOGT - Cepheid Variable Stars, Szupernóvák és távolságmérések
