Universum on tõesti väga suur koht. Me räägime… lubamatult suured! Tegelikult usuvad astronoomid, tuginedes aastakümnete pikkustele vaatlustele, et vaadeldava Universumi mõõtmed on umbes 46 miljardit valgusaastat. Võtmesõna seal on jälgitav, sest kui arvestada sellega, mida me ei näe, arvavad teadlased, et see on tegelikult rohkem kui 92 miljardit valgusaastat.
Selle kõige raskem osa on läbitud vahemaade täpsed mõõtmised. Kuid alates moodsa astronoomia sünnist on arenenud üha täpsemad meetodid. Lisaks punasest nihutamisest ja kaugetest tähtedest ja galaktikatest tuleva valguse uurimisele tuginevad astronoomid ka tähtede klassile, mida tuntakse Cepheidi muutujatena (CV), et määrata objektide kaugus meie galaktikast ja väljaspool.
Definitsioon:
Muutuvad tähed on sisuliselt tähed, mis kogevad oma heleduse kõikumisi (aka absoluutset heledust). Kefeidsed muutujad on eritüübilised muutuvad tähed, kuna nad on kuumad ja massiivsed - viis kuni kakskümmend korda suurem mass kui meie Päike - ning on tuntud kalduvuse järgi radiaalselt pulseerida ja varieeruda nii läbimõõdu kui temperatuuri poolest.
Veelgi enam, need pulsatsioonid on otseselt seotud nende absoluutse heledusega, mis toimub täpselt määratletud ja ennustatava ajavahemiku jooksul (vahemikus 1 kuni 100 päeva). Suuruse ja perioodi suhtena joonistades sarnaneb Cephiad'i heleduskõvera kuju „haiuime” kujuga - tehke oma järsk tõus ja tipp, millele järgneb ühtlasem langus.
Nimi on tuletatud Delta Cepheist, Cepheuse tähtkuju muutuvast tähest, mis oli esimene tuvastatud CV. Selle tähe spektri analüüs näitab, et CV-d muutuvad pulsatsiooniperioodil ka temperatuur (vahemikus 5500–66oo K) ja läbimõõt (~ 15%).
Kasutamine astronoomias:
Varieeruvusperioodi ja CV-tähtede heleduse vaheline seos muudab need väga kasulikuks objektide kauguse määramisel meie universumis. Kui periood on mõõdetud, saab heleduse kindlaks määrata, saades tähe kauguse täpsed hinnangud kauguse moodulvõrrandi abil.
Selle võrrandi kohaselt: m – M = 5 logi d - 5 - kus m on objekti nähtav suurus, M on objekti absoluutne suurusjärk ja d on kaugus objektist parselites. Cepheidi muutujaid saab näha ja mõõta umbes 20 miljoni valgusaasta kaugusel, võrreldes maksimaalse vahemaaga umbes 65 valgusaastat Maapõhiste parallaksmõõtmiste jaoks ja veidi üle 326 valgusaasta ESA Hipparcos missiooni jaoks.
Kuna need on heledad ja neid on selgelt näha miljoni valgusaasta kaugusel, on neid hõlpsasti võimalik eristada teistest läheduses olevatest eredatest tähtedest. Koos nende varieeruvuse ja heleduse vahelise seosega muudavad need neist väga kasulikud tööriistad meie Universumi suuruse ja ulatuse tuletamisel.
Klassid:
Kefeidi muutujad jagunevad kahte massi, vanuse ja evolutsiooniajaloo erinevusi arvestades kahte alamklassi - klassikalised ja 2 tüüpi kefeiidid. Klassikalised kefeiidid on I elanikkonna (metallirikkad) muutuvad tähed, mis on Päikesest 4-20 korda massiivsemad ja helendavad kuni 100 000 korda. Nad läbivad väga regulaarsete perioodidega pulsatsioone päevadest kuudeni.
Need tsefeiidid on tavaliselt kollased erksad hiiglased ja ülijuhid (spektriklass F6 - K2) ning pulseerimistsükli jooksul muutuvad nad raadiuses miljonites kilomeetrites. Klassikalisi kefeide kasutatakse kauguse määramiseks galaktikast lokaalses rühmas ja väljaspool seda ning need on vahendid, mille abil saab kindlaks teha Hubble'i konstandi (vt allpool).
II tüüpi kefeiidid on II populatsiooni (metallivaesed) varieeruvad tähed, mis pulseerivad tavaliselt vahemikus 1 kuni 50 päeva. II tüüpi tsefeiidid on ka vanemad tähed (~ 10 miljardit aastat), millel on umbes pool meie Päikese massist.
II tüüpi tsefeeidid jaotatakse perioodide järgi ka alamklassidesse BL Her, W Virginis ja RV Tauri (nimetatud konkreetsete näidete järgi) - mille perioodid on vastavalt 1-4 päeva, 10-20 päeva ja rohkem kui 20 päeva. . II tüüpi kefeeide kasutatakse selleks, et määrata kaugus galaktilisest keskusest, ümmargustest kobaratest ja naabergalaktikatest.
On ka neid, mis ei sobi kummassegi kategooriasse ja mida tuntakse kui anomaalseid kefeide. Nende muutujate perioodid on vähem kui 2 päeva (sarnaselt RR Lyrae-le), kuid nende heledus on suurem. Neil on ka suurem mass kui II tüübi kefeididel ja nende vanus on teadmata.
Samuti on täheldatud väikest osa Cepheidi muutujatest, mis pulseerivad korraga kahes režiimis, sellest ka nimi Double-mode Cepheids. Väga väike arv pulseerib kolmes režiimis või ebatavaline režiimide kombinatsioon.
Vaatluse ajalugu:
Esimene avastatud Cepheidi muutuja oli Eta Aquilae, mida täheldas 10. septembril 1784 inglise astronoom Edward Pigott. Delta Cephei, mille jaoks seda täheklassi nimetatakse, avastas mõni kuu hiljem inglise amatöör-astronoom John Goodricke.
1908. aastal avastas Ameerika astronoom Henrietta Swan Leavitt Magellaani pilvedes muutuvate tähtede uurimisel seose klassikaliste kefeidide perioodi ja heleduse vahel. Pärast 25 erineva muutuja tähe perioodide registreerimist avaldas ta oma avastused 1912. aastal.
Järgnevatel aastatel viiksid veel mitu astronoomi läbi tsefeiidide uurimise. 1925. aastaks suutis Edwin Hubble kindlaks teha Linnutee ja Andromeda galaktika vahelise kauguse, tuginedes viimastes sisalduvatele Cepheidi muutujatele. Need leiud olid pöördelised, kuna need lahendasid suure arutelu, kus astronoomid püüdsid kindlaks teha, kas Linnutee on ainulaadne või mitte, või üks paljudest universumi galaktikatest.
Mõeldes Linnutee ja mitme teise galaktika vahelist kaugust ning kombineerides seda Vesto Slipheri punanihke mõõtmistega, suutsid Hubble ja Milton L. Humason sõnastada Hubble'i seaduse. Lühidalt, nad suutsid tõestada, et Universum on laienemisseisundis, mida oli soovitatud juba aastaid varem.
Edasised arengud 20. sajandi jooksul hõlmasid kefeidide jagamist erinevatesse klassidesse, mis aitas lahendada astronoomiliste vahemaade määramise probleeme. Seda tegi suuresti Walter Baade, kes 1940. aastatel tunnistas erinevust klassikalise ja II tüüpi kefeidi vahel nende suuruse, vanuse ja heleduse põhjal.
Piirangud:
Vaatamata nende väärtusele astronoomiliste vahemaade määramisel on selle meetodi puhul mõned piirangud. Nende hulgas on peamine asjaolu, et II tüüpi tsefeiidide puhul saab perioodi ja heleduse vahelise seose põhjustada nende madalam metallilisus, fotomeetriline saastumine ning gaasi ja tolmu muutuv ja tundmatu mõju nende poolt eraldatavale valgusele (tähtkuju ekstinktsioon).
Nende lahendamata probleemide tõttu on Hubble'i konstandi jaoks viidatud erinevatele väärtustele - vahemikus 60 km / s miljoni parsi kohta (Mpc) kuni 80 km / s / Mpc. Selle lahknevuse lahendamine on kaasaegse kosmoloogia üks suurimaid probleeme, kuna Universumi tegelik suurus ja laienemise kiirus on omavahel seotud.
Mõõteriistade ja metoodika täiustused suurendavad aga Cepheidi muutujate vaatlemise täpsust. Aja jooksul loodetakse, et nende uudishimulike ja ainulaadsete tähtede vaatlused annavad tõeliselt täpsed väärtused, eemaldades seeläbi peamise kahtluse allika meie teadmises Universumist.
Oleme siin ajakirjas Space Magazine kirjutanud palju huvitavaid artikleid Cepheid Variables kohta. Siit saavad astronoomid leida uue viisi kosmiliste kauguste mõõtmiseks, astronoomid kasutavad tähe kauguse mõõtmiseks valgust kaja abil ja astronoomid sulgevad rafineeritud Hubble'i konstandi abil pimedas energias kasutatavad energiad.
Astronoomiaosakonnas on huvitav episood, mis selgitab I ja II asurkonna tähtede erinevusi - Episood 75: tähepopulatsioonid.
Allikad:
- Vikipeedia - Cepheid muutuja
- Hüperfüüsika - kefeidi muutujad
- AAVSO - kosmilise distantsi redel
- LCOGT - kefeidi muutuvad tähed, Supernoovad ja vahemaa mõõtmised
