Hvad er kepheidvariabler?

Universet er et virkelig, virkelig stort sted. Vi taler om… umærkeligt stort! Faktisk mener astronomer nu på baggrund af årtiers observationer, at det observerbare univers måler omkring 46 milliarder lysår på tværs. Nøgleordet er observerbart, for når man tager højde for det, som vi ikke kan se, mener forskerne, at det faktisk er mere end 92 milliarder lysår stort.

Det sværeste i alt dette er at foretage nøjagtige målinger af de pågældende afstande. Men siden den moderne astronomis fødsel er der udviklet stadig mere præcise metoder. Ud over rødforskydning og undersøgelse af lyset fra fjerne stjerner og galakser er astronomer også afhængige af en klasse af stjerner kendt som Cepheidvariable (CV’er) til at bestemme afstanden til objekter i og uden for vores galakse.

Definition:

Variable stjerner er i bund og grund stjerner, der oplever udsving i deres lysstyrke (aka. absolut luminositet). Cepheider Variable stjerner er en særlig type variabel stjerne, idet de er varme og massive – fem til tyve gange så meget masse som vores Sol – og er kendt for deres tendens til at pulsere radialt og variere i både diameter og temperatur.

Herudover er disse pulsationer direkte relateret til deres absolutte lysstyrke, hvilket sker inden for veldefinerede og forudsigelige tidsperioder (fra 1 til 100 dage). Når man tegner det som et forhold mellem magnitude og periode, ligner Cephiad luminositetskurvens form en “hajfinne” – med sin pludselige stigning og top, efterfulgt af et mere stabilt fald.

Navnet er afledt af Delta Cephei, en variabel stjerne i Cepheus-konstellationen, som var den første CV, der blev identificeret. Analyse af denne stjernes spektrum tyder på, at CV’er også undergår ændringer med hensyn til temperatur (mellem 5500 – 66oo K) og diameter (~15%) i løbet af en pulsationsperiode.

Anvendelse i astronomi:

Sammenhængen mellem variabilitetsperioden og CV-stjerners lysstyrke gør dem meget nyttige til at bestemme afstanden til objekter i vores univers. Når perioden er målt, kan luminositeten bestemmes, hvilket giver nøjagtige estimater af stjernens afstand ved hjælp af afstandsmodulsligningen.

Denne ligning siger: m – M = 5 log d – 5 – hvor m er objektets tilsyneladende størrelse, M er objektets absolutte størrelse, og d er afstanden til objektet i parsecs. Cepheidevariable kan ses og måles i en afstand på omkring 20 millioner lysår, sammenlignet med en maksimal afstand på omkring 65 lysår for jordbaserede parallaksemålinger og lidt over 326 lysår for ESA’s Hipparcos-mission.

Kalibreret periode-luminositetsrelation for cepheider. Credit: NASA

Da de er lyse og kan ses tydeligt millioner af lysår væk, kan de let skelnes fra andre lyse stjerner i deres nærhed. Kombineret med forholdet mellem deres variabilitet og lysstyrke gør dette dem til meget nyttige redskaber til at udlede størrelsen og omfanget af vores univers.

Klasser:

Kepheidvariabler er opdelt i to underklasser – klassiske cepheider og type II-kepheider – baseret på forskelle i deres masse, alder og udviklingshistorie. Klassiske cepheider er Population I (metalrige) variable stjerner, der er 4-20 gange mere massive end Solen og op til 100.000 gange mere lysstærke. De gennemgår pulsationer med meget regelmæssige perioder i størrelsesordenen dage til måneder.

Disse cepheider er typisk gule lyse kæmpestjerner og superkæmpestjerner (spektralklasse F6 – K2), og de oplever radiusændringer på millioner af kilometer i løbet af en pulsationscyklus. Klassiske cepheider bruges til at bestemme afstanden til galakser i den lokale gruppe og udenfor, og er et middel til at bestemme Hubble-konstanten (se nedenfor).

Type II cepheider er Population II (metalfattige) variable stjerner, som pulserer med perioder på typisk mellem 1 og 50 dage. Type II cepheider er også ældre stjerner (~10 milliarder år), der har omkring halvdelen af vores Sols masse.

Type II cepheider er også underopdelt på baggrund af deres periode i underklasserne BL Her, W Virginis og RV Tauri (opkaldt efter specifikke eksempler) – som har perioder på henholdsvis 1-4 dage, 10-20 dage og mere end 20 dage. Cepheider af type II bruges til at fastslå afstanden til det galaktiske centrum, kuglehobe og nabogalakser.

Der er også dem, der ikke passer ind i nogen af kategorierne, som er kendt som anomale cepheider. Disse variable har perioder på mindre end 2 dage (svarende til RR Lyrae), men har højere lysstyrker. De har også højere masse end type II cepheider og har ukendt alder.

Der er også observeret en lille andel af cepheidvariabler, som pulserer i to modes på samme tid, deraf navnet Double-mode cepheider. Et meget lille antal pulserer i tre modes, eller en usædvanlig kombination af modes.

Observationshistorie:

Den første cepheidvariabel, der blev opdaget, var Eta Aquilae, som blev observeret den 10. september 1784 af den engelske astronom Edward Pigott. Delta Cephei, som denne klasse af stjerner er opkaldt efter, blev opdaget nogle få måneder senere af den engelske amatørastronom John Goodricke.

Hubble-billede af den variable stjerne RS Puppis, en af de klareste kendte cepheid-variable stjerner i Mælkevejsgalaksen. Credit: NASA/ ESA/Hubble Heritage Team

I 1908 opdagede den amerikanske astronom Henrietta Swan Leavitt under en undersøgelse af variable stjerner i Magellanskyerne sammenhængen mellem perioden og lysstyrken hos klassiske cepheider i 1908. Efter at have registreret perioderne for 25 forskellige variable stjerner offentliggjorde hun sine resultater i 1912.

I de følgende år ville flere andre astronomer foretage forskning i cepheider. I 1925 var Edwin Hubble i stand til at fastslå afstanden mellem Mælkevejen og Andromeda-galaksen på baggrund af cepheidvariabler i sidstnævnte. Disse resultater var afgørende, idet de afgjorde den store debat, hvor astronomer forsøgte at fastslå, om Mælkevejen var enestående eller en af mange galakser i universet.

Gennem at måle afstanden mellem Mælkevejen og flere andre galakser og kombinere den med Vesto Sliphers målinger af deres rødforskydning kunne Hubble og Milton L. Humason formulere Hubbles lov. Kort sagt var de i stand til at bevise, at universet er i en ekspansionstilstand, hvilket var blevet antydet flere år tidligere.

Den videre udvikling i løbet af det 20. århundrede omfattede inddeling af cepheider i forskellige klasser, hvilket hjalp med at løse problemer med at bestemme astronomiske afstande. Dette blev i høj grad gjort af Walter Baade, som i 1940’erne erkendte forskellen mellem klassiske og type II cepheider baseret på deres størrelse, alder og luminositeter.

Begrænsninger:

Trods deres værdi til bestemmelse af astronomiske afstande, er der nogle begrænsninger med denne metode. Den vigtigste af dem er, at med type II cepheider kan forholdet mellem periode og luminositet påvirkes af deres lavere metallicitet, fotometrisk kontaminering og den skiftende og ukendte effekt, som gas og støv har på det lys, de udsender (stjernelysdæmpning).

Disse uløste spørgsmål har resulteret i, at der er blevet nævnt forskellige værdier for Hubbles konstant – som ligger mellem 60 km/s pr. 1 million parsecs (Mpc) og 80 km/s/Mpc. At løse denne uoverensstemmelse er et af de største problemer i moderne kosmologi, da universets sande størrelse og ekspansionshastighed hænger sammen.

Derimod er forbedringer i instrumentering og metodologi ved at øge den nøjagtighed, hvormed cepheidvariabler observeres. Med tiden håber man, at observationer af disse nysgerrige og unikke stjerner vil give virkelig nøjagtige værdier og dermed fjerne en vigtig kilde til tvivl om vores forståelse af universet.

Vi har skrevet mange interessante artikler om cepheidvariabler her på Universe Today. Her er Astronomers Find New Way to Measure Cosmic Distances, Astronomers Use Light Echo to Measure the Distance to a Star, og Astronomers Closing in on Dark Energy with Refined Hubble Constant.

Astronomy Cast har en interessant episode, der forklarer forskellene mellem Population I og II stjerner – Episode 75: Stjernepopulationer.

Skriv en kommentar