Vesolje je resnično resnično veliko mesto. Govorimo ... neopazno veliko! Dejansko astronomi zdaj na podlagi desetletja vrednih opazovanj menijo, da vesolje, ki ga je mogoče opazovati, meri približno 46 milijard svetlobnih let. Ključna beseda je tam opazno, ker znanstveniki upoštevajo tisto, česar ne moremo videti, je dejansko več kot 92 milijard svetlobnih let.
Najtežji del tega je natančno merjenje prevoženih razdalj. Toda od rojstva sodobne astronomije se razvijajo vse bolj natančne metode. Poleg rdečega premikanja in preučevanja svetlobe, ki prihaja od daljnih zvezd in galaksij, se astronomi za določitev razdalje predmetov znotraj in zunaj naše Galaksije zanašajo tudi na razred zvezd, znan kot cefeidne spremenljivke (CV).
Opredelitev:
Spremenljive zvezde so v bistvu zvezde, ki doživljajo nihanja v svoji svetlosti (aka. Absolutna svetilnost). Cefeidne spremenljivke so posebna vrsta spremenljive zvezde po tem, da so vroče in ogromne - pet do dvajsetkrat večja od mase našega sonca - in so znane po svoji nagnjenosti k radialnemu pulziranju in se razlikujejo tako v premeru kot v temperaturi.
Še več, ta pulsacija je neposredno povezana z njihovo absolutno svetilnostjo, ki se pojavi v dobro opredeljenih in predvidljivih časovnih obdobjih (od 1 do 100 dni). Ko je začrtan odnos razmerja med magnitudo in obdobjem, je oblika krivulje svetilnosti Cefijeda podobna obliki "plavuti morskega psa" - nenadni vzpon in vrh, ki mu sledi strmejši upad.
Ime izvira iz Delta Cephei, spremenljive zvezde v ozvezdju Cefej, ki je bil prvi življenjepis, ki so ga identificirali. Analiza spektra te zvezde kaže, da se CV-ji med pulzacijo spreminjajo tudi glede temperature (med 5500 - 66oo K) in premera (~ 15%).
Uporaba v astronomiji:
Razmerje med obdobjem spremenljivosti in svetilnostjo zvezd CV je zelo koristno pri določanju razdalje predmetov v našem vesolju. Ko merimo obdobje, lahko določimo svetilnost, s čimer dobimo natančne ocene razdalje zvezde z uporabo enačbe modula razdalje.
Ta enačba pravi, da: m – M = 5 dnevnikov d - 5 - kam m je navidezna velikost predmeta, M je absolutna velikost predmeta in d je razdalja do predmeta v parsecsu. Spremenljivke cefeidov je mogoče opaziti in izmeriti na razdaljo približno 20 milijonov svetlobnih let v primerjavi z največjo oddaljenostjo približno 65 svetlobnih let za meritve paralakse na Zemlji in nekaj več kot 326 svetlobnih let za ESA-jevo misijo Hipparcos.
Ker so svetle in jih je mogoče videti daleč na milijone svetlobnih let, jih je mogoče zlahka razlikovati od drugih svetlih zvezd v njihovi bližini. V povezavi z razmerjem med njihovo spremenljivostjo in svetilnostjo je to zelo uporabno orodje pri ugotavljanju velikosti in obsega našega vesolja.
Razredi:
Spremenljivke cefidov so razdeljene na dva podrazreda - klasični cefidi in cefeidi tipa II - na podlagi razlik v njihovi masi, starosti in evolucijski zgodovini. Klasični cefidi so spremenljive zvezde prebivalstva I (bogate s kovinami), ki so 4-20 krat bolj masivne od Sonca in do 100.000 krat bolj svetleče. Podvržejo se pulzaciji z zelo rednimi obdobji v vrstnem redu dni do mesecev.
Ti cefeidi so običajno rumeni svetli velikani in nadjaki (spektralni razred F6 - K2) in v pulznem ciklu doživljajo spremembe polmera v milijonih kilometrov. Klasični cefidi se uporabljajo za določanje razdalj do galaksij znotraj lokalne skupine in zunaj nje in so sredstvo, s katerim je mogoče vzpostaviti Hubble Constant (glej spodaj).
Cefeidi tipa II so spremenljive zvezde prebivalstva II (s kovino), ki pulzirajo v obdobjih, običajno med 1 in 50 dni. Cefeidi tipa II so tudi starejše zvezde (~ 10 milijard let), ki imajo približno polovico mase našega Sonca.
Cefeidi tipa II so prav tako razdeljeni glede na njihovo obdobje na podrazred BL Her, W Virginis in RV Tauri (poimenovani po posebnih primerih) - ki imajo obdobja 1-4 dni, 10-20 dni in več kot 20 dni. . Cefeidi tipa II se uporabljajo za določitev razdalje do Galaktičnega centra, krogličnih grozdov in sosednjih galaksij.
Obstajajo tudi takšni, ki se ne uvrščajo v nobeno od kategorij, ki so znani kot Anomalous cefidi. Te spremenljivke imajo obdobja krajša od 2 dni (podobno kot RR Lyrae), vendar imajo večjo svetilnost. Imajo tudi večjo maso kot cefeidi tipa II in imajo neznano starost.
Opažen je bil tudi majhen delež cefidskih spremenljivk, ki pulzirajo v dveh načinih hkrati, od tod tudi ime cefidi v dvojnem načinu. Zelo majhno število pulzira v treh načinih ali nenavadna kombinacija načinov.
Zgodovina opazovanja:
Prva cefeidska spremenljivka, ki so jo odkrili, je bila Eta Aquilae, ki jo je 10. septembra 1784 opazil angleški astronom Edward Pigott. Delta Cephei, po katerem se imenuje ta razred zvezd, je nekaj mesecev pozneje odkril amaterski angleški astronom John Goodricke.
Leta 1908 je ameriška astronomka Henrietta Swan Leavitt med preiskavo spremenljivih zvezd v Magelanskih oblakih odkrila razmerje med obdobjem in svetilnostjo klasičnih cefeidov. Po snemanju obdobij 25 različnih spremenljivk zvezd je leta 1912 objavila svoje ugotovitve.
V naslednjih letih bi še več astronomov izvajalo raziskave na cefidih. Do leta 1925 je Edwinu Hubblu uspelo določiti razdaljo med Mlečno potjo in Galaxy Andromedo, ki temelji na cefidskih spremenljivkah. Te ugotovitve so bile ključne, saj so uredili Veliko razpravo, kjer so astronomi želeli ugotoviti, ali je Mlečna pot edinstvena ali ena od mnogih galaksij v vesolju.
Z merjenjem razdalje med Mlečno potjo in več drugimi galaksijami ter z združevanjem z meritvami Vesto Slipherja o njihovem rdečem premiku, Hubble in Milton L. Humason smo lahko oblikovali Hubblov zakon. Skratka, uspeli so dokazati, da je vesolje v ekspanziji, kar so predlagali že pred leti.
Nadaljnji razvoj v 20. stoletju je vključeval razdelitev cefeidov na različne razrede, kar je pomagalo pri reševanju vprašanj pri določanju astronomskih razdalj. To je v veliki meri storil Walter Baade, ki je v štiridesetih letih prejšnjega stoletja prepoznal razliko med klasičnimi in cefeidi tipa II glede na njihovo velikost, starost in svetilnost.
Omejitve:
Kljub njihovi vrednosti pri določanju astronomskih razdalj je s to metodo nekaj omejitev. Med njimi je glavno dejstvo, da lahko pri cefeidih tipa II razmerje med obdobjem in svetilnostjo vpliva na njihovo nižjo kovino, fotometrično onesnaženost ter spreminjajoč se in neznan učinek, ki ga imata plin in prah na svetlobi, ki jo oddajata (zvezdno izumrtje).
Zaradi teh nerešenih vprašanj so bile za Hubble's Constant navedene različne vrednosti, ki se gibljejo med 60 km / s na milijon parsec (Mpc) in 80 km / s / Mpc. Reševanje tega neskladja je eden največjih težav sodobne kozmologije, saj sta resnična velikost in hitrost širjenja Vesolja povezana.
Vendar izboljšave instrumentacije in metodologije povečujejo natančnost, s katero opazujemo cefeidne spremenljivke. Sčasoma upamo, da bodo opažanja teh radovednih in edinstvenih zvezd prinesla resnično natančne vrednosti, s čimer bomo odpravili ključni vir dvoma o našem razumevanju Vesolja.
O reviji Space smo pisali številne zanimive članke o cefidnih spremenljivkah. Tukaj astronomi najdejo nov način za merjenje kozmičnih razdalj, astronomi uporabljajo svetlobni odmev za merjenje razdalje do zvezde, astronomi pa se zapirajo v temno energijo z rafiniranim stalnikom Hubble.
Astronomy Cast ima zanimivo epizodo, ki pojasnjuje razlike med zvezdami prebivalstva I in II - Epizoda 75: Zvezdne populacije.
Viri:
- Wikipedija - cefeidna spremenljivka
- Hiperfizika - cefeidne spremenljivke
- AAVSO -Kozmična lestev na daljavo
- LCOGT - cefeidne spremenljive zvezde, Meritve supernov in razdalje
