Wat zijn cepheïden?

Het heelal is heel, heel groot. We hebben het over… onwaarneembaar groot! Gebaseerd op tientallen jaren van waarnemingen, denken astronomen dat het waarneembare heelal een doorsnede heeft van ongeveer 46 miljard lichtjaar. Het sleutelwoord is waarneembaar, want als je rekening houdt met wat we niet kunnen zien, denken wetenschappers dat het in werkelijkheid meer dan 92 miljard lichtjaren groot is.

Het moeilijkste deel van dit alles is het nauwkeurig meten van de afstanden. Maar sinds het ontstaan van de moderne astronomie zijn er steeds nauwkeurigere methoden ontwikkeld. Naast roodverschuiving en onderzoek van het licht van verre sterren en sterrenstelsels, vertrouwen astronomen ook op een klasse van sterren die bekend staan als cepheïden (CV’s) om de afstand van objecten binnen en buiten ons Melkwegstelsel te bepalen.

Definitie:

Variabele sterren zijn in wezen sterren die schommelingen in hun helderheid (ook wel absolute helderheid genoemd) ondergaan. Cepheïden zijn een speciale soort veranderlijke sterren, omdat ze heet en massief zijn – vijf tot twintig keer zo zwaar als onze zon – en bekend staan om hun neiging tot radiale pulsaties, die zowel in diameter als temperatuur variëren.

Wat meer is, deze pulsaties staan in direct verband met hun absolute helderheid, die optreedt binnen welbepaalde en voorspelbare tijdsperioden (variërend van 1 tot 100 dagen). De vorm van de lichtkrachtcurve van de cephiad lijkt op die van een “haaienvin” – een plotselinge stijging en piek, gevolgd door een gestaag afnemende helderheid.

De naam is afgeleid van Delta Cephei, een veranderlijke ster in het sterrenbeeld Cepheus die als eerste CV werd geïdentificeerd. Analyse van het spectrum van deze ster suggereert dat CV’s tijdens een pulsatieperiode ook veranderingen ondergaan in temperatuur (tussen 5500 – 66oo K) en diameter (~15%).

Gebruik in de astronomie:

De relatie tussen de variabiliteitsperiode en de helderheid van CV-sterren maakt ze zeer nuttig bij het bepalen van de afstand van objecten in ons heelal. Zodra de periode is gemeten, kan de lichtkracht worden bepaald, zodat met behulp van de afstandsmodulusvergelijking nauwkeurige schattingen van de afstand van de ster kunnen worden gemaakt.

Deze vergelijking luidt: m – M = 5 log d – 5 – waarin m de schijnbare helderheid van het hemellichaam is, M de absolute helderheid van het hemellichaam, en d de afstand tot het hemellichaam in parsecs. Cepheïden kunnen worden gezien en gemeten tot op een afstand van ongeveer 20 miljoen lichtjaar, vergeleken met een maximale afstand van ongeveer 65 lichtjaar voor parallaxmetingen op aarde en iets meer dan 326 lichtjaar voor de Hipparcos-missie van de ESA.

Gekalibreerde periode-lichtkrachtrelatie voor cepheïden. Credit: NASA

Omdat ze helder zijn en op miljoenen lichtjaren afstand duidelijk te zien zijn, kunnen ze gemakkelijk worden onderscheiden van andere heldere sterren in hun omgeving. In combinatie met de relatie tussen hun veranderlijkheid en lichtkracht maakt dit ze tot zeer nuttige hulpmiddelen bij het afleiden van de omvang en schaal van ons heelal.

Klassen:

Cepheïden worden onderverdeeld in twee subklassen – Klassieke cepheïden en cepheïden van het type II – op basis van verschillen in hun massa’s, leeftijd en evolutionaire geschiedenis. Klassieke cepheïden zijn Populatie I (metaalrijke) veranderlijke sterren die 4-20 keer zo massief zijn als de zon en tot 100.000 keer zo helder. Zij ondergaan pulsaties met zeer regelmatige perioden in de orde van dagen tot maanden.

Deze cepheïden zijn typisch gele heldere reuzen en superreuzen (spectraalklasse F6 – K2) en zij ondergaan straalveranderingen in de miljoenen kilometers tijdens een pulsatiecyclus. Klassieke cepheïden worden gebruikt om afstanden tot melkwegstelsels in de Lokale Groep en daarbuiten te bepalen, en zijn een middel om de Hubble-constante vast te stellen (zie hieronder).

Type II cepheïden zijn Populatie II (metaalarme) veranderlijke sterren die pulseren met perioden van meestal tussen 1 en 50 dagen. Type II cepheïden zijn ook oudere sterren (~10 miljard jaar) die ongeveer de helft van de massa van onze zon hebben.

Type II cepheïden worden ook onderverdeeld op basis van hun periode in de subklassen BL Her, W Virginis, en RV Tauri (genoemd naar specifieke voorbeelden) – die perioden hebben van respectievelijk 1-4 dagen, 10-20 dagen, en meer dan 20 dagen. Type II cepheïden worden gebruikt om de afstand tot het Galactisch Centrum, bolvormige sterrenhopen en naburige melkwegstelsels te bepalen.

Er zijn er ook die in geen van beide categorieën passen, die bekend staan als Anomale cepheïden. Deze variabelen hebben perioden van minder dan 2 dagen (vergelijkbaar met RR Lyrae), maar hebben een hogere helderheid. Zij hebben ook hogere massa’s dan Type II Cepheïden, en hebben onbekende leeftijden.

Een klein deel van de cepheïden is ook waargenomen die in twee modi tegelijk pulseren, vandaar de naam Double-mode Cepheïden. Een zeer klein aantal pulseert in drie toestanden, of een ongebruikelijke combinatie van toestanden.

Geschiedenis van de waarneming:

De eerste cepheïde variabele die werd ontdekt was Eta Aquilae, die op 10 september 1784 werd waargenomen door de Engelse astronoom Edward Pigott. Delta Cephei, waarnaar deze sterrenklasse is genoemd, werd enkele maanden later ontdekt door de Engelse amateur-astronoom John Goodricke.

Hubble-afbeelding van veranderlijke ster RS Puppis, een van de helderste bekende cepheïde veranderlijke sterren in het Melkwegstelsel. Credit: NASA/ ESA/Hubble Heritage Team

In 1908, tijdens een onderzoek naar veranderlijke sterren in de Magelhaense Wolken, ontdekte de Amerikaanse astronome Henrietta Swan Leavitt het verband tussen de periode en de helderheid van klassieke cepheïden. Nadat zij de perioden van 25 verschillende veranderlijke sterren had vastgelegd, publiceerde zij haar bevindingen in 1912.

In de jaren daarna zouden nog verschillende astronomen onderzoek doen naar cepheïden. In 1925 was Edwin Hubble in staat om de afstand tussen de Melkweg en het Andromedastelsel vast te stellen op basis van cepheïden in het Andromedastelsel. Deze bevindingen waren van cruciaal belang, omdat zij het Grote Debat beslechtten, waarin astronomen probeerden vast te stellen of de Melkweg al dan niet uniek was, of een van de vele sterrenstelsels in het heelal.

Door de afstand tussen de Melkweg en verschillende andere sterrenstelsels te meten, en dit te combineren met Vesto Slipher’s metingen van hun roodverschuiving, waren Hubble en Milton L. Humason in staat om de Wet van Hubble te formuleren. Kortom, zij konden bewijzen dat het heelal aan het uitdijen is, iets wat jaren daarvoor al was gesuggereerd.

Volgende ontwikkelingen in de 20e eeuw waren onder andere het indelen van cepheïden in verschillende klassen, wat hielp bij het oplossen van problemen bij het bepalen van astronomische afstanden. Dit werd grotendeels gedaan door Walter Baade, die in de jaren 1940 het verschil herkende tussen klassieke en type II cepheïden op basis van hun grootte, leeftijd en helderheid.

Beperkingen:

Ondanks hun waarde voor het bepalen van astronomische afstanden, zijn er enkele beperkingen aan deze methode. De belangrijkste daarvan is het feit dat bij cepheïden van het type II de relatie tussen periode en lichtkracht kan worden beïnvloed door hun lagere metalliciteit, fotometrische vervuiling, en het wisselende en onbekende effect dat gas en stof hebben op het licht dat zij uitstralen (stellaire extinctie).

Deze onopgeloste problemen hebben ertoe geleid dat verschillende waarden worden genoemd voor de Constante van Hubble – die variëren tussen 60 km/s per 1 miljoen parsecs (Mpc) en 80 km/s/Mpc. Het oplossen van deze discrepantie is een van de grootste problemen in de moderne kosmologie, omdat de ware grootte en de uitdijingssnelheid van het heelal met elkaar samenhangen.

Verbetering van de instrumentatie en de methodologie leidt echter tot een grotere nauwkeurigheid waarmee cepheïden worden waargenomen. Hopelijk zullen de waarnemingen van deze merkwaardige en unieke sterren op den duur echt nauwkeurige waarden opleveren, en daarmee een belangrijke bron van twijfel over ons begrip van het heelal wegnemen.

We hebben hier op Universe Today veel interessante artikelen over cepheïdenvariabelen geschreven. Hier zijn Astronomen vinden nieuwe manier om kosmische afstanden te meten, Astronomen gebruiken licht-echo om de afstand tot een ster te meten, en Astronomen komen dichter bij donkere energie met verfijnde Hubble Constant.

Astronomy Cast heeft een interessante aflevering die de verschillen tussen Population I en II sterren uitlegt – Episode 75: Stellaire Populaties.

Plaats een reactie