КАКВО ПРЕДСТАВЛЯВАТ ЦЕФЕИДНИТЕ ПРОМЕНЛИВИ?

Send

Вселената е наистина, наистина голямо място. Говорим ... неусетно голям! Всъщност въз основа на наблюдения на десетилетия, астрономите сега вярват, че наблюдаваната Вселена измерва около 46 милиарда светлинни години. Ключовата дума там е наблюдава, защото когато вземете предвид това, което не можем да видим, учените смятат, че всъщност това е повече от 92 милиарда светлинни години.

Най-трудната част от всичко това е извършването на точни измервания на изминатите разстояния. Но от раждането на съвременната астрономия се развиват все по-точни методи. Освен червеното изместване и изследването на светлината, идваща от далечни звезди и галактики, астрономите разчитат и на клас звезди, известни като Цефеидни променливи (CV), за да определят разстоянието на обектите вътре и извън нашата Галактика.

Определение:

Променливите звезди са по същество звезди, които изпитват колебания в своята яркост (известна още като абсолютна светимост). Цефеидните променливи са специален тип променлива звезда с това, че са горещи и масивни - пет до двадесет пъти по-голяма от масата от нашето Слънце - и са известни с склонността си да пулсират радиално и варират както в диаметъра, така и в температурата.

Нещо повече, тези пулсации са пряко свързани с тяхната абсолютна светимост, която се проявява в рамките на добре дефинирани и предвидими времеви периоди (вариращи от 1 до 100 дни). Когато се очертава като съотношение между величина и период, формата на кривата на светимост на Цефиад прилича на тази на „акула перка“ - направете внезапното й издигане и връх, последвано от по-стабилен спад.

Името произлиза от Delta Cephei, променлива звезда в съзвездието Цефей, което е първото идентифицирано CV. Анализът на спектъра на тази звезда показва, че CV-те също претърпяват промени по отношение на температурата (между 5500 - 66oo K) и диаметъра (~ 15%) през периода на пулсация.

Използване в астрономията:

Връзката между периода на променливост и светимостта на CV звездите ги прави много полезни при определяне на разстоянието на обектите в нашата Вселена. След като периодът бъде измерен, светимостта може да се определи, като по този начин се получат точни оценки на разстоянието на звездата, като се използва уравнение на модул на разстояние.

Това уравнение гласи, че: m – М = 5 лог д - 5 - къде m е видимата величина на обекта, М е абсолютната величина на обекта и д е разстоянието до обекта в parsecs. Променливите на цефеид могат да бъдат видени и измерени до разстояние от около 20 милиона светлинни години, в сравнение с максимално разстояние от около 65 светлинни години за измервания на паралакса на базата на Земята и малко над 326 светлинни години за мисията на Хипаркос на ESA.

Тъй като те са ярки и могат ясно да се видят на милиони светлинни години, те могат лесно да бъдат разграничени от другите ярки звезди в тяхната околност. В комбинация с връзката между тяхната променливост и светимост, това ги прави много полезни инструменти за извеждане на размера и мащаба на нашата Вселена.

Класове:

Цефеидните променливи са разделени на два подкласа - Класически цефеиди и Цефеиди от тип II - въз основа на различията в техните маси, епохи и еволюционни истории. Класическите цефеиди са променливи звезди от Население I (богати на метал), които са 4-20 пъти по-масивни от Слънцето и до 100 000 пъти по-светещи. Те търпят пулсации с много редовни периоди от порядъка на дни до месеци.

Тези цефеиди са обикновено жълти ярки гиганти и супергиганти (спектрален клас F6 - K2) и изпитват промени в радиуса на милиони километри по време на цикъл на пулсация. Класическите цефеиди се използват за определяне на разстоянията до галактиките в Местната група и извън нея и са средство, чрез което Константата на Хъбъл може да бъде установена (виж по-долу).

Цефеиди от тип II са променливи звезди от популация II (бедни на метал), които пулсират с периоди, обикновено между 1 и 50 дни. Цефеидите от тип II са също по-стари звезди (~ 10 милиарда години), които имат около половината от масата на нашето Слънце.

Цефеидите от тип II също се подразделят въз основа на периода им на подкласовете BL Her, W Virginis и RV Tauri (наречени по конкретни примери) - които имат периоди съответно 1-4 дни, 10-20 дни и повече от 20 дни. , Цефеидите от тип II се използват за установяване на разстоянието до Галактическия център, кълбовидните клъстери и съседните галактики.

Има и такива, които не се вписват в нито една категория, които са известни като аномални цефеиди. Тези променливи имат периоди по-малко от 2 дни (подобно на RR Lyrae), но имат по-висока светимост. Те също имат по-висока маса от цефеиди тип II и имат неизвестна възраст.

Наблюдавана е и малка част от променливи на Цефеид, които пулсират в два режима едновременно, оттук и името Цефеиди с два режима. Много малък брой пулсира в три режима или необичайна комбинация от режими.

История на наблюдението:

Първата променлива на Цефеид, която беше открита, беше Ета Акила, която беше наблюдавана на 10 септември 1784 г. от английския астроном Едуард Пигот. Делта Цефей, за която този клас звезда е кръстен, е открит няколко месеца по-късно от любителския английски астроном Джон Гудрике.

През 1908 г., по време на разследване на променливи звезди в Магелановите облаци, американската астроном Хенриета Суон Леавит открива връзката между периода и светимостта на класическите цефеиди. След като записва периодите на 25 различни звезди с променливи, тя публикува своите открития през 1912г.

В следващите години още няколко астронома ще провеждат изследвания на цефеидите. До 1925 г. Едвин Хъбъл успява да установи разстоянието между Млечния път и галактиката Андромеда въз основа на променливите на Цефеид в последната. Тези открития са били основни, тъй като те уреждали Големия дебат, при който астрономите се опитали да установят дали Млечният път е уникален или е една от многото галактики във Вселената.

Чрез преценката на разстоянието между Млечния път и няколко други галактики и комбинирането му с измерванията на Весто Слипър за техните червени смени, Хъбъл и Милтън Л. Хъмсън успяха да формулират Закона на Хъбъл. Накратко, те успяха да докажат, че Вселената е в състояние на разширение, нещо, което беше предложено преди години.

По-нататъшните разработки през 20 век включват разделяне на цефеидите на различни класове, което спомага за разрешаването на проблеми при определяне на астрономическите разстояния. Това е направено до голяма степен от Уолтър Бааде, който през 40-те години на миналия век разпознава разликата между класически и цефеиди от тип II въз основа на техния размер, възраст и светимост.

Ограничения:

Въпреки стойността им при определяне на астрономически разстояния, има някои ограничения при този метод. Основен сред тях е фактът, че при цефеидите от тип II връзката между периода и светимостта може да се повлияе от тяхната по-ниска металичност, фотометрично замърсяване и променящия се и неизвестен ефект, който газът и прахът имат върху светлината, която излъчват (звездното изчезване).

Тези нерешени проблеми доведоха до това, че за Hubble’s Constant се цитират различни стойности - които варират между 60 km / s на 1 милион парсекса (Mpc) и 80 km / s / Mpc. Разрешаването на това несъответствие е един от най-големите проблеми в съвременната космология, тъй като истинските размери и скорост на разширяване на Вселената са свързани.

Въпреки това, подобренията в инструментариума и методологията увеличават точността, с която се наблюдават променливите на Цефеид. След време се надяваме, че наблюденията на тези любопитни и уникални звезди ще дадат наистина точни стойности, като по този начин премахнат ключов източник на съмнение относно нашето разбиране на Вселената.

Тук сме писали много интересни статии за Cepheid Variables в Space Magazine. Ето астрономите да намерят нов начин за измерване на космическите разстояния, астрономите използват светлинен ехо за измерване на разстоянието до звезда, а астрономите се затварят в тъмната енергия с рафиниран постоянен хъбъл.

Astronomy Cast има интересен епизод, който обяснява разликите между популациите I и II звезди - Епизод 75: Звездни популации.

Източници: