Was sind Cepheiden-Variablen?

Das Universum ist ein sehr, sehr großer Ort. Wir sprechen von einer unvorstellbaren Größe! Aufgrund jahrzehntelanger Beobachtungen gehen Astronomen heute davon aus, dass das beobachtbare Universum etwa 46 Milliarden Lichtjahre groß ist. Das Schlüsselwort dabei ist „beobachtbar“, denn wenn man das berücksichtigt, was wir nicht sehen können, glauben die Wissenschaftler, dass es eigentlich eher 92 Milliarden Lichtjahre groß ist.

Das Schwierigste bei all dem ist die genaue Messung der Entfernungen. Aber seit den Anfängen der modernen Astronomie haben sich immer genauere Methoden entwickelt. Neben der Rotverschiebung und der Untersuchung des Lichts entfernter Sterne und Galaxien verlassen sich die Astronomen auch auf eine Klasse von Sternen, die als Cepheiden-Variablen (CVs) bekannt sind, um die Entfernung von Objekten innerhalb und außerhalb unserer Galaxie zu bestimmen.

Definition:

Variable Sterne sind im Wesentlichen Sterne, die Schwankungen in ihrer Helligkeit (auch bekannt als absolute Leuchtkraft) erfahren. Cepheiden sind eine besondere Art von veränderlichen Sternen, da sie heiß und massereich sind – fünf- bis zwanzigmal so viel Masse wie unsere Sonne – und dafür bekannt sind, dass sie dazu neigen, radial zu pulsieren und sowohl im Durchmesser als auch in der Temperatur zu schwanken.

Zudem stehen diese Pulsationen in direktem Zusammenhang mit ihrer absoluten Leuchtkraft, die innerhalb genau definierter und vorhersagbarer Zeiträume (zwischen 1 und 100 Tagen) auftritt. Wenn man das Verhältnis zwischen Helligkeit und Periode aufzeichnet, ähnelt die Kurve der Cephiad-Leuchtkraft der einer „Haifischflosse“ – mit einem plötzlichen Anstieg und einem Höhepunkt, gefolgt von einem stetigen Rückgang.

Der Name leitet sich von Delta Cephei ab, einem veränderlichen Stern im Sternbild Cepheus, der als erster CV identifiziert wurde. Die Analyse des Spektrums dieses Sterns deutet darauf hin, dass sich CVs während einer Pulsationsperiode auch in Bezug auf die Temperatur (zwischen 5500 und 66oo K) und den Durchmesser (~15%) verändern.

Verwendung in der Astronomie:

Die Beziehung zwischen der Periode der Veränderlichkeit und der Leuchtkraft von CV-Sternen macht sie sehr nützlich bei der Bestimmung der Entfernung von Objekten in unserem Universum. Sobald die Periode gemessen ist, kann die Leuchtkraft bestimmt werden, was zu genauen Schätzungen der Entfernung des Sterns mit Hilfe der Entfernungsmodul-Gleichung führt.

Diese Gleichung besagt: m – M = 5 log d – 5 – wobei m die scheinbare Helligkeit des Objekts, M die absolute Helligkeit des Objekts und d die Entfernung des Objekts in Parsec ist. Cepheidenveränderliche können bis zu einer Entfernung von etwa 20 Millionen Lichtjahren gesehen und gemessen werden, verglichen mit einer maximalen Entfernung von etwa 65 Lichtjahren für erdgebundene Parallaxenmessungen und etwas mehr als 326 Lichtjahren für die Hipparcos-Mission der ESA.

Kalibrierte Perioden-Leuchtkraft-Beziehung für Cepheiden. Credit: NASA

Da sie hell sind und in Millionen von Lichtjahren Entfernung deutlich gesehen werden können, lassen sie sich leicht von anderen hellen Sternen in ihrer Umgebung unterscheiden. In Verbindung mit der Beziehung zwischen ihrer Veränderlichkeit und ihrer Leuchtkraft macht dies sie zu äußerst nützlichen Instrumenten, um Rückschlüsse auf die Größe und den Umfang unseres Universums zu ziehen.

Klassen:

Cepheidenveränderliche werden in zwei Unterklassen eingeteilt – klassische Cepheiden und Typ-II-Cepheiden – basierend auf Unterschieden in ihrer Masse, ihrem Alter und ihrer Entwicklungsgeschichte. Klassische Cepheiden sind veränderliche Sterne der Population I (metallreich), die 4-20 mal massereicher als die Sonne und bis zu 100.000 mal leuchtstärker sind. Sie pulsieren mit sehr regelmäßigen Perioden in der Größenordnung von Tagen bis Monaten.

Diese Cepheiden sind typischerweise gelbe helle Riesen und Überriesen (Spektralklasse F6 – K2), die während eines Pulsationszyklus Radiusänderungen von mehreren Millionen Kilometern erfahren. Klassische Cepheiden werden zur Bestimmung von Entfernungen zu Galaxien innerhalb der Lokalen Gruppe und darüber hinaus verwendet und sind ein Mittel, mit dem die Hubble-Konstante bestimmt werden kann (siehe unten).

Cepheiden vom Typ II sind veränderliche Sterne der Population II (metallarm), die mit Perioden von typischerweise zwischen 1 und 50 Tagen pulsieren. Typ-II-Cepheiden sind auch ältere Sterne (~10 Milliarden Jahre), die etwa die Hälfte der Masse unserer Sonne haben.

Typ-II-Cepheiden werden auch anhand ihrer Periode in die Unterklassen BL Her, W Virginis und RV Tauri (benannt nach bestimmten Beispielen) unterteilt, die Perioden von 1-4 Tagen, 10-20 Tagen bzw. mehr als 20 Tagen haben. Cepheiden vom Typ II werden verwendet, um die Entfernung zum galaktischen Zentrum, zu Kugelsternhaufen und benachbarten Galaxien zu bestimmen.

Es gibt auch solche, die in keine der beiden Kategorien passen und als anomale Cepheiden bezeichnet werden. Diese Veränderlichen haben eine Periode von weniger als 2 Tagen (ähnlich wie RR Lyrae), weisen aber eine höhere Leuchtkraft auf. Sie haben auch eine höhere Masse als Typ-II-Cepheiden und ein unbekanntes Alter.

Ein kleiner Teil der Cepheiden-Variablen wurde auch beobachtet, die in zwei Modi gleichzeitig pulsieren, daher der Name Double-mode Cepheiden. Eine sehr kleine Anzahl pulsiert in drei Modi oder einer ungewöhnlichen Kombination von Modi.

Geschichte der Beobachtung:

Der erste Cepheiden-Veränderliche, der entdeckt wurde, war Eta Aquilae, der am 10. September 1784 vom englischen Astronomen Edward Pigott beobachtet wurde. Delta Cephei, nach dem diese Sternklasse benannt ist, wurde einige Monate später von dem englischen Amateurastronomen John Goodricke entdeckt.

Hubble-Aufnahme des veränderlichen Sterns RS Puppis, einem der hellsten bekannten Cepheidenveränderlichen in der Milchstraßengalaxie. Credit: NASA/ ESA/Hubble Heritage Team

Im Jahr 1908 entdeckte die amerikanische Astronomin Henrietta Swan Leavitt bei der Untersuchung veränderlicher Sterne in den Magellanschen Wolken die Beziehung zwischen der Periode und der Helligkeit der klassischen Cepheiden. Nachdem sie die Perioden von 25 verschiedenen veränderlichen Sternen aufgezeichnet hatte, veröffentlichte sie ihre Ergebnisse 1912.

In den folgenden Jahren forschten mehrere weitere Astronomen über Cepheiden. 1925 war Edwin Hubble in der Lage, die Entfernung zwischen der Milchstraße und der Andromedagalaxie anhand der Cepheidenvariablen in der Andromedagalaxie zu bestimmen. Diese Erkenntnisse waren von entscheidender Bedeutung, denn sie beendeten die große Debatte, in der die Astronomen zu klären versuchten, ob die Milchstraße einzigartig oder eine von vielen Galaxien im Universum war.

Durch die Messung der Entfernung zwischen der Milchstraße und mehreren anderen Galaxien und die Kombination mit Vesto Slipers Messungen ihrer Rotverschiebung konnten Hubble und Milton L. Humason das Hubble-Gesetz formulieren. Kurz gesagt, sie konnten beweisen, dass sich das Universum in einem Expansionszustand befindet, was schon Jahre zuvor vermutet worden war.

Zu den weiteren Entwicklungen des 20. Jahrhunderts gehörte die Einteilung der Cepheiden in verschiedene Klassen, was zur Lösung von Problemen bei der Bestimmung astronomischer Entfernungen beitrug. Dies geschah vor allem durch Walter Baade, der in den 1940er Jahren den Unterschied zwischen klassischen und Typ-II-Cepheiden anhand ihrer Größe, ihres Alters und ihrer Leuchtkraft erkannte.

Einschränkungen:

Trotz ihres Wertes für die Bestimmung astronomischer Entfernungen gibt es bei dieser Methode einige Einschränkungen. Dazu gehört vor allem die Tatsache, dass bei Cepheiden vom Typ II das Verhältnis zwischen Periode und Leuchtkraft durch ihre geringere Metallizität, photometrische Verunreinigungen und die wechselnde und unbekannte Wirkung von Gas und Staub auf das von ihnen ausgesandte Licht (stellare Extinktion) beeinträchtigt werden kann.

Diese ungelösten Probleme haben dazu geführt, dass für die Hubble-Konstante unterschiedliche Werte angegeben werden, die zwischen 60 km/s pro 1 Million Parsec (Mpc) und 80 km/s/Mpc liegen. Die Lösung dieser Diskrepanz ist eines der größten Probleme der modernen Kosmologie, da die tatsächliche Größe und die Expansionsrate des Universums miteinander verknüpft sind.

Durch Verbesserungen bei der Instrumentierung und der Methodik wird jedoch die Genauigkeit der Beobachtung von Cepheidenveränderungen erhöht. Es besteht die Hoffnung, dass die Beobachtung dieser merkwürdigen und einzigartigen Sterne mit der Zeit wirklich genaue Werte liefern und damit eine wichtige Quelle von Zweifeln an unserem Verständnis des Universums beseitigen wird.

Wir haben hier bei Universe Today viele interessante Artikel über Cepheiden-Variablen geschrieben. Hier ist Astronomers Find New Way to Measure Cosmic Distances, Astronomers Use Light Echo to Measure the Distance to a Star, und Astronomers Closing in on Dark Energy with Refined Hubble Constant.

Astronomy Cast hat eine interessante Episode, die die Unterschiede zwischen Population I und II Sternen erklärt – Episode 75: Stellare Populationen.

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