ШТА СУ ЦЕФЕИДНЕ ПРОМЕНЉИВЕ?

Send

Универзум је заиста, заиста велико место. Причамо ... неприметно велико! У ствари, на основу деценија вредних запажања, астрономи сада верују да свемир који се посматра мери око 46 милијарди светлосних година. Кључна реч је видљив, јер када узмете у обзир оно што не можемо видети, научници мисле да је у ствари више од 92 милијарде светлосних година.

Најтежи део у свему томе је прецизно мерење удаљености. Али од рођења модерне астрономије, развијају се све прецизније методе. Осим црвеног померања и испитивања светлости које долазе од далеких звезда и галаксија, астрономи се такође ослањају на класу звезда познатих као цефеидне променљиве (ЦВ) да би одредили растојање објеката унутар и изван наше Галаксије.

Дефиниција:

Променљиве звезде су у суштини звезде које доживљавају колебање у својој светлини (ака. Апсолутна светлост). Цефеидне променљиве су посебна врста променљиве звезде по томе што су вруће и огромне - пет до двадесет пута веће масе од нашег Сунца - и познате су по својој склоности да радијално пулсирају и варирају у пречнику и температури.

Шта више, ове пулсације су директно повезане са њиховом апсолутном светлошћу, која се јавља у тачно дефинисаним и предвидљивим временским периодима (у распону од 1 до 100 дана). Када се црта као однос величине и периода, облик кривуље светлости у Кефијаду подсећа на облик "морске псе" - направи нагли успон и врхунац, праћен сталним опадањем.

Име је изведено по Делта Цефеју, променљивој звезди у сазвежђу Кефе која је била први ЦВ који је идентификован. Анализа спектра ове звезде сугерише да ЦВ-и такође подносе промене температуре (између 5500 - 66оо К) и пречника (~ 15%) током периода пулсације.

Употреба у астрономији:

Однос између периода променљивости и светлости ЦВ звезда чини их врло корисним у одређивању растојања објеката у нашем Универзуму. Једном када се мери период, може се одредити сјај, тако да се добију тачне процене растојања звезде користећи једнаџба модула растојања.

Ова једначина каже да: м – М = 5 дневника д - 5 - где м је привидна величина објекта, М је апсолутна величина објекта, и д је удаљеност до објекта у парсецима. Варијабле цефида се могу видети и мерити на удаљености од око 20 милиона светлосних година, у поређењу са максималним растојањем од око 65 светлосних година за мерења паралаксе заснованим на Земљи и нешто више од 326 светлосних година за ЕСА-ову мисију Хиппарцос.

Будући да су светли и могу се јасно видети милион светлосних година, лако се могу разликовати од осталих светлих звезда у њиховој близини. У комбинацији са односом њихове променљивости и светлости, ово их чини врло корисним алатима за утврђивање величине и обима нашег Универзума.

Часови:

Променљиве цефиде су подељене у две поткласе - Класични цефиди и Цефеиди типа ИИ - на основу разлика у њиховој маси, узрасту и еволутивној историји. Класични цефеиди су променљиве звезде становништва И (богате металима) које су 4-20 пута веће од Сунца и до 100.000 пута више блиставе. Подвргавају се пулсацијама са врло правилним периодима, по редоследу дана до месеци.

Ови цефеиди су типично жути сјајни дивови и суперјунаци (спектрална класа Ф6 - К2) и они доживљавају промене радијуса у милионима километара током циклуса пулсације. Класични цефиди се користе за одређивање удаљености до галаксија унутар Локалне групе и шире, и представљају средство помоћу којег се може успоставити Хуббле Цонстант (види доле).

Цефеиди типа ИИ су променљиве звезде становништва (сиромашне металима), које пулсирају у интервалима од обично до 1 до 50 дана. Цефеиди типа ИИ су такође старије звезде (~ 10 милијарди година) које имају око половине масе нашег Сунца.

Цефеиди типа ИИ такође су подељени на основу свог периода у подкласе БЛ Хер, В Виргинис и РВ Таури (названи по одређеним примерима) - који имају периоде од 1-4 дана, 10-20 дана, и више од 20 дана, респективно . Цефеиди типа ИИ користе се за утврђивање удаљености до Галактичког центра, глобуларних кластера и суседних галаксија.

Постоје и они који се не уклапају ни у једну и другу категорију, а познати су као Аномалоус Цепхеидс. Ове променљиве имају периоде краће од 2 дана (слично као РР Лирае), али имају већу светлину. Такође имају већу масу од цефеида типа ИИ, и непознатог су узраста.

Примећен је и мали проценат цефидских променљивих који пулсирају у два режима истовремено, одатле и назив дво-режимски цефиди. Врло мали број пулсира у три режима или необична комбинација модова.

Историја посматрања:

Прва цефеидна варијабла која је откривена била је Ета Акуилае, коју је 10. септембра 1784. године приметио енглески астроном Едвард Пиготт. Делта Цепхеи, по којој је ова класа звезда добила име, неколико месеци касније открио је аматерски енглески астроном Јохн Гоодрицке.

Године 1908., током испитивања променљивих звезда у Магеланским облацима, америчка астрономка Хенриетта Сван Леавитт открила је везу између периода и светлости Класичних Цефеида. После снимања периода од 25 различитих променљивих звезда, своја открића је објавила 1912. године.

У наредним годинама ће још неколико астронома спровести истраживање о цефидима. До 1925. Едвин Хуббле је успео да успостави удаљеност између Млечног пута и Андромеда галаксије на основу цефидских променљивих. Ова открића су била кључна у томе што су настанили Велику расправу, где су астрономи желели да утврде да ли је Млечни пут јединствен или је једна од многих галаксија у Универзуму.

Сагледавањем удаљености између Млечног пута и неколико других галаксија, и комбиновањем мерења Веста Слипхера о њиховом црвеном померању, Хуббле и Милтон Л. Хумасон успели су да формулишу Хубблеов закон. Укратко, могли су доказати да се Универзум налази у експанзији, што је сугерисано годинама раније.

Даљњи развој током 20. века укључивао је поделу Цефеида на различите класе, што је помогло у решавању проблема у одређивању астрономских растојања. То је у великој мери учинио Валтер Бааде, који је четрдесетих година прошлог века препознао разлику између класичних и цефеида типа ИИ на основу њихове величине, старости и осветљења.

Ограничења:

Упркос њиховој вредности у одређивању астрономских растојања, постоје одређена ограничења код ове методе. Главно међу њима је чињеница да код цефеида типа ИИ, однос између периода и светлости може да се одрази на њихову нижу металност, фотометријску контаминацију и променљив и непознат ефекат који гас и прашина имају на светлост коју емитују (звјездано изумирање).

Ова нерешена питања резултирала су да су различите вредности цитиране за Хуббле-ов Констант - који се креће између 60 км / с на милион парсекса (Мпц) и 80 км / с / Мпц. Решавање ове разлике је један од највећих проблема савремене космологије, јер су праве величине и брзина ширења Универзума повезане.

Међутим, побољшања инструментације и методологије повећавају тачност с којом се посматрају цефеидне променљиве. Временом се нада да ће опажања ових знатижељних и јединствених звезда дати заиста тачне вредности, уклањајући на тај начин кључни извор сумње у наше разумевање Универзума.

Овдје смо писали много занимљивих чланака о цефеидним варијаблама у часопису Спаце Магазине. Ево астрономи који проналазе нови начин за мерење космичких растојања, астрономи користе светлосни одјек за мерење удаљености до неке звезде, а астрономи затварају тамну енергију са рафинираним константом хуббле-а.

Астрономи Цаст има занимљиву епизоду која објашњава разлике између Становништва И и ИИ звезде - Епизода 75: Звјездане популације.

Извори: