Universet er et virkelig, virkelig stort sted. Vi snakker ... umerkelig stort! Basert på observasjoner verdt flere tiår, tror astronomer nå at det observerbare universet måler omtrent 46 milliarder lysår på tvers. Stikkordet der er observerbare, fordi når du tar hensyn til det vi ikke kan se, tror forskere at det faktisk er mer som 92 milliarder lysår på tvers.
Den vanskeligste delen av alt dette er å gjøre nøyaktige målinger av de involverte avstandene. Men siden fødselen av moderne astronomi, har stadig mer nøyaktige metoder utviklet seg. Bortsett fra rødskift og undersøke lyset fra fjerne stjerner og galakser, er astronomer også avhengige av en klasse med stjerner kjent som Cepheid Variables (CV) for å bestemme avstanden til objekter i og utenfor vår Galaxy.
Definisjon:
Variable stjerner er egentlig stjerner som opplever svingninger i lysstyrken (alias absolutt lysstyrke). Cepheids Variables er spesiell type variabel stjerne ved at de er varme og massive - fem til tjue ganger så mye masse som vår sol - og er kjent for sin tendens til å pulse radialt og variere både i diameter og temperatur.
Dessuten er disse pulsasjonene direkte relatert til deres absolutte lysstyrke, som forekommer innen veldefinerte og forutsigbare tidsperioder (fra 1 til 100 dager). Når plottet er som et forhold mellom størrelsesorden og periode, ligner formen på lysstyrke-kurven på Cephiad den som en "hai-finn" - gjør dens plutselige stigning og topp, etterfulgt av en jevn nedgang.
Navnet er avledet fra Delta Cephei, en variabel stjerne i Cepheus-stjernebildet som var den første CV-en som ble identifisert. Analyse av dette stjernespekteret antyder at CV-er også gjennomgår endringer i forhold til temperatur (mellom 5500 - 66oo K) og diameter (~ 15%) i løpet av en pulsasjonsperiode.
Bruk i astronomi:
Forholdet mellom variasjonen og CV-stjernenes lysstyrke gjør dem veldig nyttige når du skal bestemme avstanden til objekter i universet vårt. Når perioden er målt, kan lysstyrken bestemmes, og dermed gi nøyaktige estimater av stjernens avstand ved bruk av avstandsmodul ligning.
Denne ligningen sier at: m – M = 5 logg d - 5 - hvor m er den tilsynelatende størrelsen på objektet, M er objektets absolutte størrelse, og d er avstanden til objektet i parsecs. Cepheid-variabler kan sees og måles til en avstand på omtrent 20 millioner lysår, sammenlignet med en maksimal avstand på omtrent 65 lysår for jordbaserte parallaksemålinger og drøyt 326 lysår for ESAs Hipparcos-oppdrag.
Fordi de er lyse, og tydelig kan ses millioner av lysår unna, kan de lett skilles fra andre lyse stjerner i nærheten. Kombinert med forholdet mellom deres variasjon og lysstyrke, gjør dette dem til svært nyttige verktøy for å utlede størrelsen og skalaen til vårt univers.
Klasser:
Cepheid-variabler er delt inn i to underklasser - Klassiske Cepheider og Type II Cepheider - basert på forskjeller i deres masser, aldre og evolusjonshistorier. Klassiske Cepheider er befolkning I (metallrike) variable stjerner som er 4-20 ganger mer massiv enn solen og opptil 100.000 ganger mer lysende. De gjennomgår pulsasjoner med veldig regelmessige perioder i størrelsesorden dager til måneder.
Disse Cepheidene er typisk gule, lyse giganter og supergiganter (spektralklasse F6 - K2), og de opplever radiusendringer i millioner av kilometer under en pulsasjonssyklus. Klassiske Cepheider brukes til å bestemme avstander til galakser i den lokale gruppen og utover, og er et middel som Hubble-konstanten kan etableres (se nedenfor).
Cepheider av type II er befolkning II (metallfattige) variable stjerner som pulserer med perioder på vanligvis mellom 1 og 50 dager. Cepheider av type II er også eldre stjerner (~ 10 milliarder år) som har rundt halve massen av solen vår.
Type II Cepheider er også underinndelt basert på deres periode i underklassene BL Her, W Virginis og RV Tauri (oppkalt etter spesifikke eksempler) - som har perioder på henholdsvis 1-4 dager, 10-20 dager og mer enn 20 dager. . Cepheider av type II brukes til å etablere avstanden til det galaktiske senteret, kuleklynger og nærliggende galakser.
Det er også de som ikke passer inn i noen kategori, som er kjent som Anomalous Cepheids. Disse variablene har perioder på mindre enn 2 dager (ligner RR Lyrae), men har høyere lysstyrke. De har også høyere masser enn Type II Cepheider, og har ukjente aldre.
En liten andel av Cepheid-variablene er også blitt observert som pulserer i to modi på samme tid, derav navnet Double-mode Cepheids. Et veldig lite antall pulserer i tre moduser, eller en uvanlig kombinasjon av modus.
Observasjonshistorie:
Den første Cepheid-variabelen som ble oppdaget var Eta Aquilae, som ble observert 10. september 1784 av den engelske astronomen Edward Pigott. Delta Cephei, som denne stjerneklassen heter, ble oppdaget noen måneder senere av den amatør engelske astronomen John Goodricke.
I 1908, under en undersøkelse av variable stjerner i de magellanske skyene, oppdaget den amerikanske astronomen Henrietta Swan Leavitt forholdet mellom perioden og lysstyrken til klassiske Cepheider. Etter å ha registrert periodene med 25 forskjellige variabler stjerner, publiserte hun sine funn i 1912.
I de påfølgende årene skulle flere astronomer undersøke Cepheids. I 1925 kunne Edwin Hubble bestemme avstanden mellom Melkeveien og Andromeda-galaksen basert på Cepheid-variabler innenfor sistnevnte. Disse funnene var sentrale, ved at de avgjorde den store debatten, der astronomer prøvde å fastslå om Melkeveien var unik, eller en av mange galakser i universet.
Ved å måle avstanden mellom Melkeveien og flere andre galakser og kombinere den med Vesto Slifers målinger av deres rødskift, var Hubble og Milton L. Humason i stand til å formulere Hubbles lov. Kort sagt, de var i stand til å bevise at universet er i en ekspansjonstilstand, noe som ble antydet år tidligere.
Videreutviklingen i løpet av det 20. århundre inkluderte inndeling av Cepheider i forskjellige klasser, noe som bidro til å løse problemer med å bestemme astronomiske avstander. Dette ble i stor grad gjort av Walter Baade, som i 1940-årene anerkjente forskjellen mellom klassiske og type II-cepheider basert på deres størrelse, alder og lysstyrke.
Begrensninger:
Til tross for verdien av å bestemme astronomiske avstander, er det noen begrensninger med denne metoden. Hoved blant dem er det faktum at med Type II Cepheids kan forholdet mellom periode og lysstyrke påvirkes av deres lavere metallisitet, fotometrisk forurensning og den skiftende og ukjente effekten som gass og støv har på lyset de avgir (stjerners utryddelse).
Disse uavklarte problemene har resultert i at forskjellige verdier er blitt sitert for Hubble's Constant - som varierer mellom 60 km / s per 1 million parsecs (Mpc) og 80 km / s / Mpc. Å løse dette avviket er et av de største problemene i moderne kosmologi, siden den virkelige størrelsen og hastigheten på utvidelsen av universet er knyttet sammen.
Forbedringer i instrumentering og metodikk øker imidlertid nøyaktigheten som Cepheid-variabler blir observert med. Med tiden håper man at observasjoner av disse nysgjerrige og unike stjernene vil gi virkelig nøyaktige verdier, og dermed fjerne en viktig kilde til tvil om vår forståelse av universet.
Vi har skrevet mange interessante artikler om Cepheid Variables her på Space Magazine. Her er astronomer Finn en ny måte å måle kosmiske avstander på, astronomer bruker lysekko for å måle avstanden til en stjerne, og astronomer lukker seg inn på mørk energi med raffinert Hubble-konstant.
Astronomy Cast har en interessant episode som forklarer forskjellene mellom Population I og II stars - Episode 75: Stellar Populations.
kilder:
- Wikipedia - Cepheid-variabel
- Hyperphysics - Cepheid Variables
- AAVSO - Den kosmiske avstandsstigen
- LCOGT - Cepheid Variable Stars, Supernovaer og avstandsmålinger
