Svemir je stvarno, stvarno veliko mjesto . Govorimo… neprimjetno veliko! Zapravo, na temelju desetljeća vrijednih promatranja, astronomi sada vjeruju da svemir koji se može promatrati ima oko 46 milijardi svjetlosnih godina u prečniku. Tamo je ključna riječvidljivo,jer kada uzmete u obzir ono što ne možemo vidjeti, znanstvenici misle da je to zapravo više od 92 milijarde svjetlosnih godina u prečniku.
Najteži dio u svemu tome je točna mjerenja uključenih udaljenosti. Ali od rođenja moderne astronomije, sve su točnije metode evoluirale. Osim crvenog pomaka i ispitivanja svjetlosti koja dolazi od udaljenih zvijezda i galaksija, astronomi se također oslanjaju na klasu zvijezda poznatu kao Cefeidne varijable (CV) kako bi odredili udaljenost objekata unutar i izvan naše Galaksije.
Definicija:
Promjenjive zvijezde su u biti zvijezde koje doživljavaju fluktuacije u svom sjaju (aka. apsolutni sjaj). Cefeide Varijable su posebna vrsta varijabilnih zvijezda po tome što su vruće i masivne – pet do dvadeset puta veće mase od našeg Sunca – i poznate su po svojoj tendenciji radijalnog pulsiranja i variranja u promjeru i temperaturi.
Štoviše, te su pulsacije izravno povezane s njihovom apsolutnom svjetlinom, koja se javlja unutar dobro definiranih i predvidljivih vremenskih razdoblja (u rasponu od 1 do 100 dana). Kada se nacrta kao odnos magnitude u odnosu na period, oblik krivulje luminoziteta Cephiada nalikuje obliku 'peraje morskog psa' - učinite njen nagli porast i vrhunac, nakon čega slijedi stabilniji pad.
Ime potječe od Delta Cephei, promjenjive zvijezde u zviježđu Cepheus koja je bila prvi CV koji je identificiran. Analiza spektra ove zvijezde sugerira da CV također prolaze kroz promjene u pogledu temperature (između 5500 – 66oo K) i promjera (~15%) tijekom perioda pulsiranja.
Upotreba u astronomiji:
Odnos između razdoblja varijabilnosti i sjaja CV zvijezda čini ih vrlo korisnim u određivanju udaljenosti objekata u našem Svemiru. Nakon što se izmjeri period, može se odrediti svjetlina, čime se dobivaju točne procjene udaljenosti zvijezde pomoću jednadžbe modula udaljenosti.
Ova jednadžba kaže da:m-M= 5 logd– 5 – gdjemje prividna veličina objekta,Mje apsolutna veličina objekta, idje udaljenost do objekta u parsekima. Varijable cefeida mogu se vidjeti i izmjeriti na udaljenosti od oko 20 milijuna svjetlosnih godina, u usporedbi s maksimalnom udaljenosti od oko 65 svjetlosnih godina za zemaljske mjerenja paralakse i nešto više od 326 svjetlosnih godina za ESA-e Misija Hipparcos .
Kalibrirani odnos razdoblja i svjetline za cefeide. Zasluge: NASA
Budući da su svijetle i mogu se jasno vidjeti udaljene milijune svjetlosnih godina, lako se mogu razlikovati od drugih svijetlih zvijezda u njihovoj blizini. U kombinaciji s odnosom između njihove varijabilnosti i svjetline, to ih čini vrlo korisnim alatima u zaključivanju veličine i razmjera našeg svemira.
Nastava:
Varijable cefeida podijeljene su u dvije podklase – klasične cefeide i cefeide tipa II – na temelju razlika u njihovoj masi, dobi i evolucijskoj povijesti. Klasični cefeidi su Populacija I (bogate metalima) varijabilne zvijezde koje su 4-20 puta masivnije od Sunca i do 100 000 puta svjetlije. Oni prolaze kroz pulsacije s vrlo redovitim periodima reda od dana do mjeseci.
Ovi cefeidi su tipično žuti svijetli divovi i superdivovi (spektralna klasa F6 – K2) i doživljavaju promjene radijusa u milijunima kilometara tijekom ciklusa pulsiranja. Klasične cefeide koriste se za određivanje udaljenosti do galaksija unutar Lokalna grupa i dalje, te su sredstvo kojim se Hubbleova konstanta može se utvrditi (vidi dolje).
Cefeidi tipa II su Stanovništvo II (siromašne metalom) promjenjive zvijezde koje pulsiraju s periodima od 1 do 50 dana. Cefeide tipa II su također starije zvijezde (~10 milijardi godina) koje imaju oko polovicu mase našeg Sunca.
Cefeidi tipa II se također dijele na temelju razdoblja u podklase BL Her, W Virginis i RV Tauri (nazvane prema specifičnim primjerima) - koje imaju razdoblja od 1-4 dana, 10-20 dana, odnosno više od 20 dana. . Cefeide tipa II koriste se za utvrđivanje udaljenosti do Galaktički centar , kuglasti skupovi i susjedne galaksije.
Postoje i oni koji se ne uklapaju ni u jednu kategoriju, a poznati su kao anomalne cefeide. Ove varijable imaju periode kraće od 2 dana (slično RR Lyrae), ali imaju veću svjetlinu. Također imaju veću masu od cefeida tipa II i nepoznate dobi.
Uočen je i mali udio varijabli Cefeida koje pulsiraju u dva načina u isto vrijeme, pa otuda i naziv Cefeidi s dvostrukim modom. Vrlo mali broj pulsira u tri načina, ili neobična kombinacija modova.
Povijest promatranja:
Prva varijabla Cefeida koja je otkrivena bila je Eta Aquilae, koju je 10. rujna 1784. promatrao engleski astronom Edward Pigott. Delta Cephei, po kojoj je ova klasa zvijezda nazvana, nekoliko mjeseci kasnije otkrio je engleski astronom amater John Goodricke.
Hubbleova slika varijabilne zvijezde RS Puppis, jedne od najsjajnijih poznatih promjenjivih zvijezda Cefeida u galaksiji Mliječni put. Zasluge: NASA/ESA/Hubble Heritage tim
Godine 1908., tijekom istraživanja promjenjivih zvijezda u Magellanovim oblacima, američka astronomka Henrietta Swan Leavitt otkrila je odnos između razdoblja i sjaja klasičnih cefeida. Nakon snimanja razdoblja od 25 različitih varijabli zvijezda , objavila je svoja otkrića 1912. godine.
Sljedećih će godina još nekoliko astronoma provoditi istraživanja o cefeidima. Do 1925. Edwin Hubble je uspio utvrditi udaljenost između mliječna staza i Andromedina galaksija na temelju cefeidnih varijabli unutar potonjeg. Ti su nalazi bili ključni jer su riješili problem Velika debata , gdje su astronomi nastojali utvrditi je li Mliječna staza jedinstvena ili jedna od mnogih galaksija u Svemiru.
Mjerenjem udaljenosti između Mliječne staze i nekoliko drugih galaksija i kombiniranjem s Vesto Slipherovim mjerenjima njihovih crveni pomak , Hubble i Milton L. Humason uspjeli su formulirati Hubbleov zakon. Ukratko, uspjeli su dokazati da je Svemir u stanju ekspanzije, nešto što je sugerirano godinama prije.
Daljnji razvoj tijekom 20. stoljeća uključivao je podjelu Cefeida u različite klase, što je pomoglo u rješavanju problema u određivanju astronomskih udaljenosti. To je uglavnom učinio Walter Baade, koji je 1940-ih prepoznao razliku između klasičnih cefeida i cefeida tipa II na temelju njihove veličine, starosti i svjetline.
Ograničenja:
Unatoč njihovoj vrijednosti u određivanju astronomskih udaljenosti, ova metoda ima neka ograničenja. Glavna među njima je činjenica da kod Cefeida tipa II na odnos između perioda i luminoznosti može utjecati njihova niža metaličnost, fotometrijska kontaminacija i promjenjivi i nepoznati učinak koji plin i prašina imaju na svjetlost koju emitiraju ( zvjezdano izumiranje ).
Ovi neriješeni problemi doveli su do toga da se za Hubbleovu konstantu navode različite vrijednosti – koje se kreću između 60 km/s na 1 milijun parseka (Mpc) i 80 km/s/Mpc. Rješavanje ovog neslaganja jedan je od najvećih problema u modernoj kozmologiji, budući da su prava veličina i brzina širenja Svemira povezane.
Međutim, poboljšanja u instrumentaciji i metodologiji povećavaju točnost s kojom se promatraju varijable cefeida. S vremenom se nadamo da će promatranja ovih znatiželjnih i jedinstvenih zvijezda dati uistinu točne vrijednosti, čime će se ukloniti ključni izvor sumnje u naše razumijevanje svemira.
Napisali smo mnogo zanimljivih članaka o varijablama cefeida ovdje na Universe Today. evo Astronomi pronašli novi način za mjerenje kozmičkih udaljenosti , Astronomi koriste svjetlosnu jeku za mjerenje udaljenosti do zvijezde , i Astronomi se približavaju tamnoj energiji uz rafiniranu Hubbleovu konstantu .
Astronomy Cast ima zanimljivu epizodu koja objašnjava razlike između zvijezda Populacije I i II – Epizoda 75: Zvjezdane populacije .
Izvori: