Vesmír je skutočne, skutočne veľké miesto. Hovoríme ... neporovnateľne veľký! V skutočnosti sa astronómovia na základe pozorovaní za posledných desaťročia domnievajú, že pozorovateľný vesmír meria asi 46 miliárd svetelných rokov. Kľúčové slovo je pozorovateľný, pretože keď vezmete do úvahy to, čo nevidíme, vedci si myslia, že je to vlastne viac ako 92 miliárd svetelných rokov.
Najťažšie na tom všetkom je presné meranie príslušných vzdialeností. Ale od narodenia modernej astronómie sa vyvinuli čoraz presnejšie metódy. Okrem červeného posunu a skúmania svetla prichádzajúceho zo vzdialených hviezd a galaxií sa astronómovia pri určovaní vzdialenosti objektov v našej galaxii a za ňou spoliehajú aj na skupinu hviezd známych ako Cepheidové premenné (CV).
Definícia:
Variabilné hviezdy sú v podstate hviezdy, ktoré zažívajú výkyvy v ich jasnosti (aka. Absolútna jasnosť). Cefeidové premenné sú špeciálnym typom premennej hviezdy v tom, že sú horúce a masívne - päť až dvadsaťnásobok hmotnosti ako naše Slnko - a sú známe svojou tendenciou radiálne pulzovať a meniť tak priemer, ako aj teplotu.
Tieto pulzácie navyše priamo súvisia s ich absolútnou svietivosťou, ku ktorej dochádza v presne definovaných a predvídateľných časových obdobiach (od 1 do 100 dní). Keď sa vynesie ako vzťah medzi magnitúdou a periódou, tvar krivky svietivosti Cefiadu sa podobá tvaru „žraločej plutvy“ - robí jej náhly vzostup a vrchol, po ktorom nasleduje stály pokles.
Názov je odvodený od Delta Cephei, premenlivej hviezdy v konštelácii Cepheus, ktorá bola prvým identifikovaným životopisom. Analýza spektra tejto hviezdy naznačuje, že CV počas intervalu pulzácie tiež podliehajú zmenám teploty (medzi 5500 - 66oo K) a priemeru (~ 15%).
Použitie v astronómii:
Vzťah medzi obdobím variability a svietivosťou CV hviezd ich robí veľmi užitočnými pri určovaní vzdialenosti objektov v našom vesmíre. Po zmeraní periódy sa dá určiť svietivosť, čím sa dajú získať presné odhady vzdialenosti hviezdy pomocou rovnice modulácie vzdialenosti.
Táto rovnica uvádza, že: m – M = 5 log d - 5 - kde m je zjavná veľkosť objektu, M je absolútna veľkosť objektu a d je vzdialenosť k objektu v parsec. Cefeidové premenné sa dajú pozorovať a merať na vzdialenosť asi 20 miliónov svetelných rokov v porovnaní s maximálnou vzdialenosťou asi 65 svetelných rokov na meranie paralaxy na Zemi a niečo viac ako 326 svetelných rokov na misiu Hipparcos v ESA.
Pretože sú svetlé a sú zreteľne viditeľné milióny svetelných rokov, dajú sa ľahko odlíšiť od iných jasných hviezd v ich okolí. V kombinácii so vzťahom medzi ich variabilitou a svietivosťou z nich robia vysoko užitočné nástroje na odvodenie veľkosti a rozsahu nášho vesmíru.
Triedy:
Cefeidové premenné sa delia na dve podtriedy - Klasické cefeidy a Cefeidy typu II - na základe rozdielov v ich hmotnosti, veku a vývojovej histórii. Klasické hlavonožce sú variabilné hviezdy Obyvateľstva I (bohaté na kov), ktoré sú 4 až 20-krát hmotnejšie ako Slnko a až 100 000-krát jasnejšie. Podstupujú pulzácie vo veľmi pravidelných intervaloch rádovo dní až mesiacov.
Tieto Cefeidy sú typicky žlté jasné obry a supergianty (spektrálna trieda F6 - K2) a počas pulzačného cyklu zažívajú zmeny polomerov v miliónoch kilometroch. Klasické hlavonožce sa používajú na určovanie vzdialeností ku galaxiám v rámci lokálnej skupiny a za jej hranicami a sú prostriedkom, pomocou ktorého je možné zistiť Hubbleovu konštantu (pozri nižšie).
Cefeidy typu II sú variabilné hviezdy populácie II (chudobné na kov), ktoré pulzujú s periódami zvyčajne medzi 1 a 50 dňami. Cefeidy typu II sú tiež staršie hviezdy (~ 10 miliárd rokov), ktoré majú približne polovicu hmotnosti nášho Slnka.
Cefeidy typu II sa tiež delia podľa ich obdobia do podtried BL Her, W Virginis a RV Tauri (pomenovaných po konkrétnych príkladoch) - ktoré majú periódy 1 - 4 dni, 10 - 20 dní a viac ako 20 dní. , Cefeidy typu II sa používajú na určenie vzdialenosti od galaktického centra, guľových zhlukov a susedných galaxií.
Existujú tiež tie, ktoré sa nehodia do žiadnej kategórie, ktoré sú známe ako Anomalous Cefeidy. Tieto premenné majú periódy kratšie ako 2 dni (podobné RR Lyrae), ale majú vyššiu svietivosť. Majú tiež vyššie hmotnosti ako Cefeidy typu II a majú neznámy vek.
Bola tiež pozorovaná malá časť Cefeidových premenných, ktoré pulzujú súčasne v dvoch režimoch, teda názov Cefeidy s dvojitým režimom. Veľmi malé množstvo pulzuje v troch režimoch alebo nezvyčajná kombinácia režimov.
História pozorovania:
Prvou objavenou premennou Cepheidu bola Eta Aquilae, ktorú 10. septembra 1784 pozoroval anglický astronóm Edward Pigott. Delta Cephei, pre ktorú je táto trieda pomenovaná, objavil o niekoľko mesiacov neskôr amatérsky anglický astronóm John Goodricke.
V roku 1908 objavil americký astronóm Henrietta Swan Leavitt počas skúmania premenných hviezd v Magellanových mračnoch vzťah medzi obdobím a svietivosťou klasických cefeidov. Po zaznamenaní období 25 rôznych hviezd premenných publikovala svoje zistenia v roku 1912.
V nasledujúcich rokoch by výskum Cefeidov uskutočnil niekoľko ďalších astronómov. V roku 1925 bol Edwin Hubble schopný určiť vzdialenosť medzi Mliečnou cestou a galaxiou Andromeda na základe premenných Cepheid v rámci druhej. Tieto zistenia boli kľúčové v tom, že urovnali Veľkú debatu, kde sa astronómovia snažili zistiť, či bola Mliečna dráha jedinečná alebo či je jednou z mnohých galaxií vo vesmíre.
Meraním vzdialenosti medzi Mliečnou cestou a niekoľkými ďalšími galaxiami a ich kombináciou s meraniami Vesto Sliphera na ich redshift, Hubble a Milton L. Humason dokázali sformulovať Hubbleov zákon. Stručne povedané, dokázali dokázať, že vesmír je v stave expanzie, niečo, čo bolo navrhnuté už roky.
Ďalší vývoj v 20. storočí zahŕňal rozdelenie Cefeidov do rôznych tried, čo pomohlo vyriešiť problémy pri určovaní astronomických vzdialeností. Robil to väčšinou Walter Baade, ktorý v 40. rokoch 20. storočia rozpoznal rozdiel medzi klasickými a typickými cefeidami typu II na základe ich veľkosti, veku a svietivosti.
Obmedzenia:
Napriek ich hodnote pri určovaní astronomických vzdialeností sú pri tejto metóde určité obmedzenia. Medzi ich hlavnými je skutočnosť, že s Cefeidami typu II môže byť vzťah medzi periódou a svietivosťou ovplyvnený ich nižšou metalicitou, fotometrickou kontamináciou a meniacim sa a neznámym účinkom, ktorý majú plyn a prach na svetlo, ktoré emitujú (hviezdne vyhynutie).
Tieto nevyriešené problémy vyústili do citovania rôznych hodnôt pre Hubbleov konštant - ktoré sa pohybujú medzi 60 km / s na 1 milión parsec (Mpc) a 80 km / s / Mpc. Riešenie tejto nezrovnalosti je jedným z najväčších problémov modernej kozmológie, pretože skutočná veľkosť a miera expanzie vesmíru sú spojené.
Vylepšenia v prístrojovej technike a metodológii však zvyšujú presnosť, s akou sa pozorujú Cepheidove premenné. Časom sa očakáva, že pozorovania týchto zvedavých a jedinečných hviezd prinesú skutočne presné hodnoty, čím sa odstráni kľúčový zdroj pochybností o našom chápaní vesmíru.
Tu sme napísali veľa zaujímavých článkov o premenných Cepheid v časopise Space Magazine. Tu sú astronómovia, ktorí hľadajú nový spôsob merania kozmických vzdialeností, astronómovia používajú na meranie vzdialenosti hviezdy svetelnú ozvenu a astronómovia uzatvárajú temnú energiu s vylepšeným Hubbleovým konštantom.
Astronómia Cast má zaujímavú epizódu, ktorá vysvetľuje rozdiely medzi hviezdami populácie I a II - epizóda 75: hviezdne populácie.
zdroj:
- Wikipedia - Cepheid Variable
- Hyperphysics - Cefeid Premenné
- AAVSO - Kozmický rebrík na vzdialenosť
- LCOGT - Cepheid Variable Stars, Meranie supernov a vzdialenosti
