Czym są zmienne cefeidalne?

Wszechświat jest naprawdę, naprawdę dużym miejscem. Mówimy… niezauważalnie duże! W rzeczywistości, na podstawie obserwacji prowadzonych od dziesięcioleci, astronomowie uważają, że obserwowalny Wszechświat mierzy około 46 miliardów lat świetlnych. Kluczowym słowem jest tu obserwowalny, ponieważ biorąc pod uwagę to, czego nie możemy zobaczyć, naukowcy uważają, że w rzeczywistości ma on 92 miliardy lat świetlnych.

Najtrudniejszą częścią tego wszystkiego jest wykonanie dokładnych pomiarów odległości. Ale od czasu narodzin nowoczesnej astronomii, coraz dokładniejsze metody ewoluowały. Poza przesunięciem ku czerwieni i badaniem światła pochodzącego od odległych gwiazd i galaktyk, astronomowie polegają również na klasie gwiazd znanych jako zmienne cefeidalne (CV), aby określić odległość obiektów w naszej Galaktyce i poza nią.

Definicja:

Gwiazdy zmienne są zasadniczo gwiazdami, które doświadczają fluktuacji w swojej jasności (vel. jasności absolutnej). Cefeidy zmienne są szczególnym rodzajem gwiazd zmiennych, ponieważ są gorące i masywne – pięć do dwudziestu razy bardziej masywne niż nasze Słońce – i znane są ze swojej tendencji do promienistej pulsacji i zmian zarówno średnicy, jak i temperatury.

Co więcej, pulsacje te są bezpośrednio związane z ich jasnością absolutną, która występuje w dobrze zdefiniowanych i przewidywalnych okresach czasu (od 1 do 100 dni). Kiedy wykreśla się zależność magnitudo vs. okres, kształt krzywej jasności Cephiad przypomina krzywą „płetwy rekina” – do jej nagłego wzrostu i szczytu, po którym następuje bardziej stabilny spadek.

Nazwa pochodzi od Delta Cephei, gwiazdy zmiennej w konstelacji Cefeusza, która była pierwszą zidentyfikowaną CV. Analiza widma tej gwiazdy sugeruje, że CV również ulegają zmianom pod względem temperatury (pomiędzy 5500 – 66oo K) i średnicy (~15%) podczas okresu pulsacji.

Użycie w astronomii:

Zależność pomiędzy okresem zmienności i jasnością gwiazd CV czyni je bardzo użytecznymi w określaniu odległości obiektów w naszym Wszechświecie. Gdy okres jest zmierzony, jasność może być określona, co daje dokładne oszacowanie odległości gwiazdy przy użyciu równania modułu odległości.

Równanie to mówi, że: m – M = 5 log d – 5 – gdzie m jest magnitudą pozorną obiektu, M jest magnitudą absolutną obiektu, a d jest odległością do obiektu w parsekach. Zmienne cefeidalne mogą być widziane i mierzone w odległości około 20 milionów lat świetlnych, w porównaniu do maksymalnej odległości około 65 lat świetlnych dla ziemskich pomiarów paralaksy i nieco ponad 326 lat świetlnych dla misji ESA Hipparcos.

Kalibrowana zależność okres-jasność dla cefeid. Credit: NASA

Ponieważ są one jasne i mogą być wyraźnie widoczne miliony lat świetlnych stąd, można je łatwo odróżnić od innych jasnych gwiazd w ich pobliżu. W połączeniu z zależnością pomiędzy ich zmiennością i jasnością, czyni je to wysoce użytecznymi narzędziami do wnioskowania o rozmiarach i skali naszego Wszechświata.

Klasy:

Zmienne cefeidalne są podzielone na dwie podklasy – klasyczne cefeidy i cefeidy typu II – w oparciu o różnice w ich masach, wieku i historii ewolucji. Klasyczne Cefeidy to gwiazdy zmienne I populacji (bogate w metal), które są 4-20 razy masywniejsze od Słońca i do 100 000 razy bardziej świecące. Przechodzą pulsacje z bardzo regularnymi okresami rzędu dni do miesięcy.

Te cefeidy są zazwyczaj żółtymi jasnymi olbrzymami i supergigantami (klasa widmowa F6 – K2) i doświadczają zmian promienia w milionach kilometrów podczas cyklu pulsacji. Klasyczne Cefeidy są używane do określania odległości do galaktyk w Grupie Lokalnej i poza nią, a także są środkiem, dzięki któremu można ustalić Stałą Hubble’a (patrz poniżej).

Cefeidy typu II są gwiazdami zmiennymi o populacji II (ubogiej w metal), które pulsują z okresami zwykle od 1 do 50 dni. Cefeidy typu II są również starszymi gwiazdami (~10 miliardów lat), które mają około połowy masy naszego Słońca.

Cefeidy typu II są również podzielone na podklasy BL Her, W Virginis i RV Tauri (nazwane tak na podstawie konkretnych przykładów) – które mają okresy odpowiednio 1-4 dni, 10-20 dni i ponad 20 dni. Cefeidy typu II są używane do określania odległości do Centrum Galaktyki, gromad kulistych i sąsiednich galaktyk.

Istnieją również takie, które nie pasują do żadnej z tych kategorii, które znane są jako Cefeidy anomalne. Zmienne te mają okresy mniejsze niż 2 dni (podobne do RR Lyrae), ale mają wyższe jasności. Mają one również większe masy niż Cefeidy typu II i nieznany wiek.

Zaobserwowano również niewielki odsetek zmiennych cefeidalnych, które pulsują w dwóch trybach w tym samym czasie, stąd nazwa Cefeidy podwójne. Bardzo mała liczba pulsuje w trzech trybach, lub niezwykłej kombinacji trybów.

Historia obserwacji:

Pierwszą odkrytą zmienną cefeidalną była Eta Aquilae, która została zaobserwowana 10 września 1784 roku przez angielskiego astronoma Edwarda Pigotta. Delta Cephei, od której pochodzi nazwa tej klasy gwiazd, została odkryta kilka miesięcy później przez angielskiego astronoma amatora Johna Goodricke’a.

Obraz Hubble’a gwiazdy zmiennej RS Puppis, jednej z najjaśniejszych znanych gwiazd zmiennych Cefeid w galaktyce Drogi Mlecznej. Credit: NASA/ ESA/Hubble Heritage Team

W 1908 roku, podczas badania gwiazd zmiennych w Obłokach Magellana, amerykańska astronom Henrietta Swan Leavitt odkryła związek pomiędzy okresem i jasnością klasycznych cefeid. Po zarejestrowaniu okresów 25 różnych gwiazd zmiennych, opublikowała swoje odkrycia w 1912 roku.

W następnych latach jeszcze kilku astronomów prowadziło badania nad cefeidami. Do 1925 r. Edwin Hubble był w stanie ustalić odległość między Drogą Mleczną a Galaktyką Andromedy na podstawie zmiennych cefeid w tej ostatniej. Te odkrycia były kluczowe, ponieważ rozstrzygnęły Wielką Debatę, w której astronomowie starali się ustalić, czy Droga Mleczna jest jedyna w swoim rodzaju, czy też jest jedną z wielu galaktyk we Wszechświecie.

Przez określenie odległości między Drogą Mleczną a kilkoma innymi galaktykami i połączenie jej z pomiarami przesunięcia ku czerwieni dokonanymi przez Vesto Sliphera, Hubble i Milton L. Humason zdołali sformułować Prawo Hubble’a. W skrócie, byli w stanie udowodnić, że Wszechświat jest w stanie ekspansji, coś, co zostało zasugerowane lata wcześniej.

Dalszy rozwój w XX wieku obejmował podział cefeid na różne klasy, co pomogło rozwiązać problemy w określaniu odległości astronomicznych. Dokonał tego w dużej mierze Walter Baade, który w latach 40-tych XX wieku rozpoznał różnicę między Cefeidami Klasycznymi a Cefeidami Typu II na podstawie ich rozmiarów, wieku i jasności.

Ograniczenia:

Pomimo ich wartości w wyznaczaniu odległości astronomicznych, istnieją pewne ograniczenia tej metody. Głównym z nich jest fakt, że w przypadku cefeid typu II, związek między okresem a jasnością może być zaburzony przez ich niższą metaliczność, zanieczyszczenie fotometryczne oraz zmienny i nieznany wpływ gazu i pyłu na emitowane przez nie światło (ekstynkcja gwiazdowa).

Te nierozwiązane kwestie spowodowały, że przytaczane są różne wartości Stałej Hubble’a – mieszczące się w przedziale od 60 km/s na 1 milion parseków (Mpc) do 80 km/s/Mpc. Rozstrzygnięcie tej rozbieżności jest jednym z największych problemów współczesnej kosmologii, ponieważ prawdziwy rozmiar i tempo rozszerzania się Wszechświata są ze sobą powiązane.

Jednakże ulepszenia w oprzyrządowaniu i metodologii zwiększają dokładność, z jaką obserwowane są zmienne cefeidalne. Z czasem, jest nadzieja, że obserwacje tych ciekawych i unikalnych gwiazd przyniosą naprawdę dokładne wartości, usuwając w ten sposób kluczowe źródło wątpliwości w naszym rozumieniu Wszechświata.

Na Universe Today napisaliśmy wiele interesujących artykułów na temat zmiennych cefeidalnych. Astronomowie znaleźli nowy sposób na zmierzenie kosmicznych odległości, Astronomowie używają echa światła do zmierzenia odległości do gwiazdy oraz Astronomowie zbliżają się do ciemnej energii dzięki udoskonalonej stałej Hubble’a.

Astronomy Cast ma interesujący odcinek, który wyjaśnia różnice pomiędzy gwiazdami Populacji I i II – Episode 75: Stellar Populations.

Dodaj komentarz