Vad är kepheidvariabler?

Universet är en riktigt, riktigt stor plats. Vi pratar om… omärkligt stort! Faktum är att astronomer, baserat på årtionden av observationer, nu tror att det observerbara universum mäter ungefär 46 miljarder ljusår i diameter. Nyckelordet är observerbart, för när man tar hänsyn till det som vi inte kan se tror forskarna att det faktiskt är mer som 92 miljarder ljusår stort.

Den svåraste delen i allt detta är att göra exakta mätningar av de aktuella avstånden. Men sedan den moderna astronomins födelse har allt noggrannare metoder utvecklats. Förutom rödförskjutning och undersökning av ljuset från avlägsna stjärnor och galaxer förlitar sig astronomer också på en klass av stjärnor som kallas Cepheidvariabler (CV) för att bestämma avståndet till objekt inom och utanför vår galax.

Definition:

Variabla stjärnor är i huvudsak stjärnor som upplever fluktuationer i sin ljusstyrka (även kallad absolut luminositet). Cepheider Variabla stjärnor är en speciell typ av variabla stjärnor eftersom de är varma och massiva – fem till tjugo gånger så mycket massa som vår sol – och är kända för sin tendens att pulsera radiellt och variera i både diameter och temperatur.

Vad mer är, dessa pulsationer är direkt relaterade till deras absoluta ljusstyrka, som inträffar inom väldefinierade och förutsägbara tidsperioder (som sträcker sig från 1 till 100 dagar). När den plottas som ett förhållande mellan magnitud och period liknar formen på Cephiad-luminositetskurvan en ”hajfena” – med sin plötsliga uppgång och topp, följt av en jämnare nedgång.

Namnet kommer från Delta Cephei, en variabel stjärna i Cepheuskonstellationen som var den första CV som identifierades. Analys av denna stjärnas spektrum tyder på att CV-stjärnor också genomgår förändringar när det gäller temperatur (mellan 5500 – 66oo K) och diameter (~15 %) under en pulsationsperiod.

Användning inom astronomi:

Sambandet mellan variabilitetsperioden och luminositeten hos CV-stjärnor gör att de är mycket användbara när det gäller att bestämma avståndet till objekt i vårt universum. När perioden har mätts kan luminositeten bestämmas, vilket ger exakta uppskattningar av stjärnans avstånd med hjälp av avståndsmodulekvationen.

Denna ekvation säger att: m – M = 5 log d – 5 – där m är objektets skenbara magnitud, M är objektets absoluta magnitud och d är avståndet till objektet i parsecs. Cepheidvariabler kan ses och mätas på ett avstånd av cirka 20 miljoner ljusår, jämfört med ett maximalt avstånd av cirka 65 ljusår för jordbaserade parallaxmätningar och drygt 326 ljusår för ESA:s Hipparcos-uppdrag.

Kalibrerat förhållande mellan period och ljusstyrka för cepheider. Credit: NASA

Då de är ljusstarka och tydligt kan ses på miljontals ljusårs avstånd kan de lätt särskiljas från andra ljusstarka stjärnor i deras närhet. I kombination med förhållandet mellan deras variabilitet och luminositet gör detta dem till mycket användbara verktyg för att härleda storleken och skalan på vårt universum.

Klasser:

Kepheidvariabler delas in i två underklasser – klassiska cepheider och cepheider av typ II – baserat på skillnader i deras massa, ålder och utvecklingshistoria. Klassiska cepheider är variabla stjärnor av population I (metallrika) som är 4-20 gånger mer massiva än solen och upp till 100 000 gånger mer ljusstarka. De genomgår pulsationer med mycket regelbundna perioder i storleksordningen dagar till månader.

Dessa cepheider är vanligtvis gula ljusa jättar och superjättar (spektralklass F6 – K2) och de upplever radieförändringar på miljontals kilometer under en pulsationscykel. Klassiska cepheider används för att bestämma avstånden till galaxer inom den lokala gruppen och utanför, och är ett sätt genom vilket Hubblekonstanten kan fastställas (se nedan).

Cepheider av typ II är variabla stjärnor av population II (metallfattiga) som pulserar med perioder på vanligtvis mellan 1 och 50 dagar. Cepheider av typ II är också äldre stjärnor (~10 miljarder år) som har ungefär halva massan av vår sol.

Typ II Cepheider delas också in utifrån sin period i underklasserna BL Her, W Virginis och RV Tauri (uppkallade efter specifika exempel) – som har perioder på 1-4 dagar, 10-20 dagar respektive mer än 20 dagar. Cepheider av typ II används för att fastställa avståndet till det galaktiska centrumet, klotformiga kluster och närliggande galaxer.

Det finns också sådana som inte passar in i någon av kategorierna, vilka kallas anomala cepheider. Dessa variabler har perioder på mindre än 2 dagar (liknande RR Lyrae) men har högre luminositet. De har också högre massa än kepheider av typ II och har okänd ålder.

En liten andel kepheidvariabler har också observerats som pulserar i två lägen samtidigt, därav benämningen Double-mode kepheider. Ett mycket litet antal pulserar i tre lägen, eller en ovanlig kombination av lägen.

Observationshistoria:

Den första cepheidvariabeln som upptäcktes var Eta Aquilae, som observerades den 10 september 1784 av den engelske astronomen Edward Pigott. Delta Cephei, som denna klass av stjärnor är uppkallad efter, upptäcktes några månader senare av den engelske amatörastronomen John Goodricke.

Hubblebild av den variabla stjärnan RS Puppis, en av de ljusaste kända cepheidvariabla stjärnorna i Vintergatan. Credit: NASA/ ESA/Hubble Heritage Team

Under 1908, under en undersökning av variabla stjärnor i de magellanska molnen, upptäckte den amerikanska astronomen Henrietta Swan Leavitt sambandet mellan perioden och ljusstyrkan hos klassiska cepheider. Efter att ha registrerat perioderna för 25 olika variabla stjärnor publicerade hon sina resultat 1912.

Under de följande åren skulle ytterligare flera astronomer bedriva forskning om cepheider. År 1925 kunde Edwin Hubble fastställa avståndet mellan Vintergatan och Andromedagalaxen baserat på cepheidvariabler i den senare. Dessa resultat var avgörande eftersom de avgjorde den stora debatten, där astronomer försökte fastställa om Vintergatan var unik eller en av många galaxer i universum.

Genom att mäta avståndet mellan Vintergatan och flera andra galaxer och kombinera det med Vesto Sliphers mätningar av deras rödförskjutning kunde Hubble och Milton L. Humason formulera Hubbles lag. Kort sagt kunde de bevisa att universum expanderar, något som hade föreslagits flera år tidigare.

Den fortsatta utvecklingen under 1900-talet innebar bland annat att kepheiderna delades in i olika klasser, vilket bidrog till att lösa problemen med att bestämma astronomiska avstånd. Detta gjordes till stor del av Walter Baade, som på 1940-talet insåg skillnaden mellan klassiska cepheider och cepheider av typ II baserat på deras storlek, ålder och ljusstyrka.

Begränsningar:

Trots deras värde för att bestämma astronomiska avstånd finns det vissa begränsningar med denna metod. Den främsta av dem är det faktum att med Cepheider av typ II kan förhållandet mellan period och luminositet påverkas av deras lägre metallicitet, fotometrisk kontaminering och den föränderliga och okända effekt som gas och damm har på det ljus de avger (stjärnutbländning).

Dessa olösta frågor har resulterat i att olika värden har angetts för Hubbles konstant – som sträcker sig mellan 60 km/s per 1 miljon parsec (Mpc) och 80 km/s/Mpc. Att lösa denna diskrepans är ett av de största problemen inom modern kosmologi, eftersom universums verkliga storlek och expansionshastighet hänger samman.

Förbättringar inom instrumentering och metodik ökar dock den noggrannhet med vilken cepheidvariabler observeras. Med tiden hoppas man att observationer av dessa märkliga och unika stjärnor kommer att ge verkligt exakta värden och därmed undanröja en viktig källa till tvivel om vår förståelse av universum.

Vi har skrivit många intressanta artiklar om cepheidvariabler här på Universe Today. Här är Astronomers Find New Way to Measure Cosmic Distances, Astronomers Use Light Echo to Measure the Distance to a Star, och Astronomers Closing in on Dark Energy with Refined Hubble Constant.

Astronomy Cast har en intressant episod som förklarar skillnaderna mellan Population I och II stjärnor – Episode 75: Stjärnpopulationer – Episod 75: Stjärnpopulationer.

Lämna en kommentar