Vesmír je opravdu, opravdu velké místo . Mluvíme… neznatelně velké! Ve skutečnosti, na základě pozorování za desítky let, astronomové nyní věří, že pozorovatelný vesmír měří v průměru asi 46 miliard světelných let. Klíčové slovo tam jepozorovatelný,protože když vezmete v úvahu to, co nevidíme, vědci si myslí, že je to ve skutečnosti spíše 92 miliard světelných let v průměru.
Nejtěžší na tom všem je přesné měření příslušných vzdáleností. Ale od zrodu moderní astronomie se vyvíjely stále přesnější metody. Kromě rudého posuvu a zkoumání světla přicházejícího ze vzdálených hvězd a galaxií se astronomové při určování vzdálenosti objektů v naší Galaxii i za ní spoléhají na třídu hvězd známou jako proměnné cefeid (CV).
Definice:
Proměnné hvězdy jsou v podstatě hvězdy, u kterých dochází ke kolísání jejich jasnosti (neboli absolutní svítivosti). Cefeidy Proměnné jsou zvláštním typem proměnných hvězd v tom, že jsou horké a hmotné – pět až dvacetkrát větší než naše Slunce – a jsou známé svou tendencí radiálně pulsovat a měnit se jak průměrem, tak teplotou.
A co víc, tyto pulsace přímo souvisejí s jejich absolutní svítivostí, ke které dochází v dobře definovaných a předvídatelných časových obdobích (v rozmezí od 1 do 100 dnů). Když se vynese jako vztah mezi velikostí a periodou, tvar křivky svítivosti Cephiad připomíná tvar „žraločí ploutve“ – její náhlý vzestup a vrchol, po kterém následuje stálejší pokles.
Název je odvozen od Delta Cephei, proměnné hvězdy v souhvězdí Cepheus, která byla prvním CV, které bylo identifikováno. Analýza spektra této hvězdy naznačuje, že CV také podléhají změnám teploty (mezi 5500 – 66oo K) a průměru (~15 %) během periody pulsace.
Použití v astronomii:
Vztah mezi periodou proměnlivosti a svítivostí CV hvězd je činí velmi užitečnými při určování vzdálenosti objektů v našem Vesmíru. Jakmile je změřena perioda, lze určit svítivost, čímž lze získat přesné odhady vzdálenosti hvězdy pomocí rovnice modulu vzdálenosti.
Tato rovnice říká, že:m-M= 5 logd– 5 – kdemje zdánlivá velikost objektu,Mje absolutní velikost objektu adje vzdálenost k objektu v parsekech. Proměnné cefeid lze vidět a měřit do vzdálenosti asi 20 milionů světelných let, ve srovnání s maximální vzdáleností asi 65 světelných let pro pozemské měření paralaxy a něco přes 326 světelných let pro ESA mise Hipparcos .
Kalibrovaný vztah mezi periodou a svítivostí pro cefeidy. Kredit: NASA
Protože jsou jasné a lze je jasně vidět na miliony světelných let daleko, lze je snadno odlišit od ostatních jasných hvězd v jejich blízkosti. V kombinaci se vztahem mezi jejich proměnlivostí a svítivostí to z nich dělá velmi užitečné nástroje při určování velikosti a měřítka našeho vesmíru.
Třídy:
Proměnné cefeid jsou rozděleny do dvou podtříd – klasické cefeidy a cefeidy typu II – na základě rozdílů v jejich hmotnostech, stáří a evoluční historii. Klasické cefeidy jsou Populace I (na kovy bohaté) proměnné hvězdy, které jsou 4-20krát hmotnější než Slunce a až 100 000krát svítivější. Procházejí pulzacemi s velmi pravidelnými periodami v řádu dnů až měsíců.
Tyto cefeidy jsou typicky žlutí jasní obři a veleobri (spektrální třída F6 – K2) a během pulzačního cyklu u nich dochází ke změnám poloměru v milionech kilometrů. Klasické cefeidy se používají k určení vzdáleností k galaxiím uvnitř Místní skupina a dále a jsou prostředkem, kterým se Hubbleova konstanta lze založit (viz níže).
Cefeidy typu II jsou Obyvatelstvo II (metal-chudé) proměnné hvězdy, které pulsují s periodami typicky mezi 1 a 50 dny. Cefeidy typu II jsou také starší hvězdy (~10 miliard let), které mají přibližně polovinu hmotnosti našeho Slunce.
Cefeidy typu II jsou také rozděleny na základě jejich období do podtříd BL Her, W Virginis a RV Tauri (pojmenované podle konkrétních příkladů) – které mají periody 1–4 dny, 10–20 dní a více než 20 dní, v tomto pořadí. . Cefeidy typu II se používají ke stanovení vzdálenosti k Galaktický střed , kulové hvězdokupy a sousední galaxie.
Existují také takové, které nezapadají do žádné kategorie, které jsou známé jako anomální cefeidy. Tyto proměnné mají periody kratší než 2 dny (podobně jako RR Lyrae), ale mají vyšší svítivost. Mají také vyšší hmotnosti než cefeidy typu II a mají neznámé stáří.
Byla také pozorována malá část proměnných cefeid, které pulzují ve dvou režimech současně, odtud název cefeidy s dvojitým režimem. Velmi malé číslo pulzuje ve třech režimech, nebo neobvyklá kombinace režimů.
Historie pozorování:
První proměnnou cefeid, která byla objevena, byla Eta Aquilae, která byla pozorována 10. září 1784 anglickým astronomem Edwardem Pigottem. Delta Cephei, po které je tato třída hvězd pojmenována, byla objevena o několik měsíců později amatérským anglickým astronomem Johnem Goodrickem.
Hubbleův snímek proměnné hvězdy RS Puppis, jedné z nejjasnějších známých proměnných hvězd cefeid v galaxii Mléčná dráha. Poděkování: NASA/ESA/Hubble Heritage Team
V roce 1908, během výzkumu proměnných hvězd v Magellanových oblacích, objevila americká astronomka Henrietta Swan Leavittová vztah mezi periodou a svítivostí klasických cefeid. Po zaznamenání období 25 různých proměnných hvězd , zveřejnila své poznatky v roce 1912.
V následujících letech bude několik dalších astronomů provádět výzkum cefeid. V roce 1925 byl Edwin Hubble schopen určit vzdálenost mezi nimi mléčná dráha a Galaxie Andromeda založené na proměnných cefeid v posledně jmenovaných. Tyto nálezy byly klíčové v tom, že se vypořádaly Skvělá debata , kde se astronomové snažili zjistit, zda je Mléčná dráha jedinečná nebo jedna z mnoha galaxií ve vesmíru.
Změřením vzdálenosti mezi Mléčnou dráhou a několika dalšími galaxiemi a jejím zkombinováním s měřením jejich galaxií Vesto Slipher. červený posuv , Hubble a Milton L. Humason byli schopni formulovat Hubbleův zákon. Stručně řečeno, byli schopni dokázat, že vesmír je ve stavu expanze, což bylo navrženo před lety.
Další vývoj během 20. století zahrnoval rozdělení cefeid do různých tříd, což pomohlo vyřešit problémy při určování astronomických vzdáleností. To udělal z velké části Walter Baade, který ve 40. letech rozpoznal rozdíl mezi klasickými cefeidami a cefeidami typu II na základě jejich velikosti, stáří a svítivosti.
Omezení:
Navzdory jejich hodnotě při určování astronomických vzdáleností existují u této metody určitá omezení. Hlavní z nich je skutečnost, že u cefeid typu II může být vztah mezi periodou a svítivostí ovlivněn jejich nižší metalicitou, fotometrickou kontaminací a měnícím se a neznámým vlivem plynu a prachu na světlo, které vyzařují ( hvězdný zánik ).
Tyto nevyřešené problémy vedly k tomu, že pro Hubbleovu konstantu byly uváděny různé hodnoty – které se pohybují mezi 60 km/s na 1 milion parseků (Mpc) a 80 km/s/Mpc. Vyřešení tohoto rozporu je jedním z největších problémů moderní kosmologie, protože skutečná velikost a rychlost expanze vesmíru spolu souvisí.
Zlepšení přístrojového vybavení a metodologie však zvyšuje přesnost, s jakou jsou pozorovány proměnné cefeid. Doufáme, že časem pozorování těchto zvláštních a jedinečných hvězd přinese skutečně přesné hodnoty, čímž se odstraní klíčový zdroj pochybností o našem chápání vesmíru.
Napsali jsme mnoho zajímavých článků o proměnných cefeid zde na Universe Today. Zde je Astronomové našli nový způsob měření kosmických vzdáleností , Astronomové používají světelnou ozvěnu k měření vzdálenosti ke hvězdě , a Astronomové se blíží k temné energii s rafinovanou Hubbleovou konstantou .
Astronomy Cast má zajímavou epizodu, která vysvětluje rozdíly mezi hvězdami Populace I a II – Epizoda 75: Hvězdné populace .
Prameny: