Mitä ovat kefeidimuuttujat?

Maailmankaikkeus on todella, todella suuri paikka. Puhumme… huomaamattoman suuresta! Itse asiassa vuosikymmenien havaintojen perusteella tähtitieteilijät uskovat nyt, että havaittavan maailmankaikkeuden läpimitta on noin 46 miljardia valovuotta. Avainsana tässä on havaittavissa, sillä kun otetaan huomioon se, mitä emme voi nähdä, tutkijat uskovat, että sen läpimitta on itse asiassa enemmänkin 92 miljardia valovuotta.

Vaikeinta tässä kaikessa on tehdä tarkkoja mittauksia etäisyyksistä. Nykyaikaisen tähtitieteen synnyn jälkeen on kuitenkin kehitetty yhä tarkempia menetelmiä. Punasiirtymän ja kaukaisista tähdistä ja galakseista tulevan valon tutkimisen lisäksi tähtitieteilijät tukeutuvat myös tähtien luokkaan, joka tunnetaan nimellä Cepheidi-muuttujat (Cepheid Variables, CV), määrittääkseen kohteiden etäisyyden galaksissamme ja sen ulkopuolella.

Määritelmä:

Muuttujatähdet ovat pohjimmiltaan tähtiä, jotka kokevat kirkkautensa (eli absoluuttisen luminositeettinsa) vaihteluja. Kefeidit Muuttuvat tähdet ovat erityyppisiä muuttuvia tähtiä siinä mielessä, että ne ovat kuumia ja massiivisia – viisi-kaksikymmentä kertaa enemmän massaa kuin Aurinkomme – ja ne tunnetaan taipumuksestaan sykkiä säteittäisesti ja vaihdella sekä halkaisijaltaan että lämpötilaltaan.

Mikä on vielä tärkeämpää, että nämä sykkimiset liittyvät suoraan niiden absoluuttiseen loistehoon, joka tapahtuu tarkoin määritellyissä ja ennustettavissa olevissa aikajaksoissa (jotka vaihtelevat yhdestä sadan päivän välillä). Kun se piirretään magnitudin ja jakson välisenä suhteena, Cephiadin luminositeettikäyrän muoto muistuttaa ”hain evää” – tee sen äkillinen nousu ja huippu, jota seuraa tasaisempi lasku.

Nimi on peräisin Delta Cephei:stä, muuttuvasta tähdestä Cepheuksen tähdistössä, joka oli ensimmäinen tunnistettu CV. Tämän tähden spektrin analyysi viittaa siihen, että myös CV-tähdet kokevat muutoksia lämpötilan (5500 – 66oo K:n välillä) ja halkaisijan (~15 %) suhteen pulssijakson aikana.

Käyttö tähtitieteessä:

Vaihtelujakson ja CV-tähtien valovoiman välinen suhde tekee niistä hyvin käyttökelpoisia määritettäessä kohteiden etäisyyksiä universumissamme. Kun jakso on mitattu, voidaan määrittää luminositeetti, jolloin saadaan tarkkoja arvioita tähden etäisyydestä etäisyysmoduuliyhtälön avulla.

Tämän yhtälön mukaan: m – M = 5 log d – 5 – missä m on kohteen näennäinen magnitudi, M on kohteen absoluuttinen magnitudi ja d on kohteen etäisyys parsekeissa. Kefeidimuuttujat voidaan nähdä ja mitata noin 20 miljoonan valovuoden etäisyydelle, kun taas Maan parallaksimittauksissa etäisyys on enimmillään noin 65 valovuotta ja ESA:n Hipparcos-lähetyksen mittauksissa hieman yli 326 valovuotta.

Kalibroitu jakson ja valovoiman suhde kefeideille. Credit: NASA

Koska ne ovat kirkkaita ja näkyvät selvästi miljoonien valovuosien päässä, ne voidaan helposti erottaa muista kirkkaista tähdistä niiden läheisyydessä. Yhdistettynä niiden vaihtelun ja kirkkauden väliseen suhteeseen tämä tekee niistä erittäin käyttökelpoisia työkaluja pääteltäessä maailmankaikkeutemme kokoa ja mittakaavaa.

Luokat:

Kefeidimuuttujat jaetaan kahteen alaluokkaan – klassisiin kefeideihin ja II-tyypin kefeideihin – niiden massojen, iän ja kehityshistorian erojen perusteella. Klassiset kefeidit ovat I populaation (metallirikkaita) muuttuvia tähtiä, jotka ovat 4-20 kertaa Auringon massaisia ja jopa 100 000 kertaa kirkkaampia. Ne käyvät läpi pulsaatioita, joiden jaksot ovat hyvin säännöllisiä ja vaihtelevat päivistä kuukausiin.

Nämä kefeidit ovat tyypillisesti keltaisia kirkkaita jättiläisiä ja superjättiläisiä (spektriluokka F6 – K2), ja niiden säde muuttuu miljoonien kilometrien suuruiseksi pulsaatiojakson aikana. Klassisia kefeidejä käytetään etäisyyksien määrittämiseen galakseihin Paikallisessa ryhmässä ja sen ulkopuolella, ja niiden avulla voidaan määrittää Hubble-vakio (ks. jäljempänä).

Tyypin II kefeidit ovat populaation II (metalliköyhiä) muuttuvia tähtiä, jotka sykkivät tyypillisesti 1-50 päivän jaksoissa. Tyypin II kefeidit ovat myös vanhempia tähtiä (~10 miljardia vuotta), joiden massa on noin puolet Auringon massasta.

Tyypin II kefeidit jaetaan jakson perusteella myös alaluokkiin BL Her, W Virginis ja RV Tauri (nimetty erityisten esimerkkien mukaan) – joiden jaksot ovat vastaavasti 1-4 päivää, 10-20 päivää ja yli 20 päivää. II-tyypin kefeidejä käytetään etäisyyden määrittämiseen galaktiseen keskukseen, pallomaisiin tähtijoukkoihin ja naapurigalakseihin.

On myös kefeidejä, jotka eivät sovi kumpaankaan luokkaan, joita kutsutaan anomaalisiksi kefeideiksi. Näiden muuttujien jaksot ovat alle 2 vuorokautta (samanlaisia kuin RR Lyrae), mutta niiden luminositeetti on suurempi. Niillä on myös suuremmat massat kuin II-tyypin kefeideillä, ja niiden ikä on tuntematon.

Pieni osa kefeidimuuttujista on havaittu myös sellaisia, jotka sykkivät kahdessa moodissa samaan aikaan, mistä johtuu nimitys kaksitilaiset kefeidit. Hyvin pieni osa sykkii kolmessa moodissa tai epätavallisessa moodien yhdistelmässä.

Havaintohistoria:

Ensimmäinen havaittu kefeidimuuttuja oli Eta Aquilae, jonka englantilainen tähtitieteilijä Edward Pigott havaitsi 10. syyskuuta 1784. Delta Cephei, jonka mukaan tämä tähtiluokka on nimetty, löydettiin muutamaa kuukautta myöhemmin englantilaisen amatööritähtitieteilijän John Goodricken toimesta.

Hubble-kuva muuttuvasta tähdestä RS Puppis, joka on yksi Linnunradan galaksin kirkkaimmista tunnetuista Cepheid-muuttujista. Credit: NASA/ ESA/Hubble Heritage Team

Vuonna 1908 yhdysvaltalainen tähtitieteilijä Henrietta Swan Leavitt havaitsi Magellanin pilvissä olevien muuttuvien tähtien tutkimisen aikana klassisten kefeidien jakson ja kirkkauden välisen suhteen. Tallennettuaan 25 eri muuttuvan tähden jaksot hän julkaisi havaintonsa vuonna 1912.

Seuraavina vuosina useat muutkin tähtitieteilijät tekivät kefeidejä koskevia tutkimuksia. Vuonna 1925 Edwin Hubble pystyi määrittämään Linnunradan ja Andromedan galaksin välisen etäisyyden jälkimmäisen sisällä olevien kefeidimuuttujien perusteella. Nämä havainnot olivat ratkaisevia, sillä ne ratkaisivat suuren väittelyn, jossa tähtitieteilijät pyrkivät selvittämään, oliko Linnunrata ainutlaatuinen vai yksi maailmankaikkeuden monista galakseista.

Mittaamalla Linnunradan ja useiden muiden galaksien välistä etäisyyttä ja yhdistämällä sen Vesto Slipherin tekemiin mittauksiin niiden punasiirtymästä Hubble ja Milton L. Humason pystyivät muotoilemaan Hubblen lain. Lyhyesti sanottuna he pystyivät todistamaan, että maailmankaikkeus on laajenemassa, mitä oli ehdotettu jo vuosia aiemmin.

20. vuosisadan aikana tapahtuneeseen kehitykseen kuului myös kefeidien jakaminen eri luokkiin, mikä auttoi ratkaisemaan ongelmia tähtitieteellisten etäisyyksien määrittämisessä. Tämän teki suurelta osin Walter Baade, joka 1940-luvulla tunnisti klassisten ja II-tyypin kefeidien välisen eron niiden koon, iän ja luminositeetin perusteella.

RAJOITUKSET:

Vaikka ne ovat arvokkaita tähtitieteellisten etäisyyksien määrityksessä, tähän menetelmään liittyy joitakin rajoituksia. Tärkein niistä on se, että II-tyypin kefeidien kohdalla jakson ja luminositeetin väliseen suhteeseen voi vaikuttaa niiden alhaisempi metallikkyys, fotometrinen kontaminaatio sekä kaasun ja pölyn muuttuva ja tuntematon vaikutus niiden lähettämään valoon (tähtien sammuminen).

Nämä ratkaisemattomat kysymykset ovat johtaneet siihen, että Hubblen vakiolle on mainittu erilaisia arvoja, jotka vaihtelevat välillä 60 km/s miljoonassa parsekissa (Mpc) ja 80 km/s/Mpc. Tämän ristiriidan ratkaiseminen on yksi nykyaikaisen kosmologian suurimmista ongelmista, koska maailmankaikkeuden todellinen koko ja laajenemisnopeus ovat sidoksissa toisiinsa.

Instrumenttien ja metodologian parannukset lisäävät kuitenkin tarkkuutta, jolla kefeidimuuttujia havaitaan. Ajan myötä toivotaan, että näiden omituisten ja ainutlaatuisten tähtien havainnoista saadaan todella tarkkoja arvoja, mikä poistaisi keskeisen epäilyksen lähteen ymmärryksestämme maailmankaikkeudesta.

Olemme kirjoittaneet monia mielenkiintoisia artikkeleita kefeidimuuttujista täällä Universe Todayssä. Tässä on Astronomers Find New Way to Measure Cosmic Distances, Astronomers Use Light Echo to Measure the Distance to a Star, ja Astronomers Closing in on Dark Energy with Refined Hubble Constant.

Astronomy Castissa on mielenkiintoinen jakso, joka selittää Population I ja II tähtien välisiä eroja – Episode 75: Stellar Populations.

Jätä kommentti