Cepheid változó - Cepheid variable

Egy Cepheid változó ( / s ɛ f I ɪ d , s i f i ɪ d / ) egy olyan típusú csillag , hogy pulsates sugárirányban , amelyeknek az átmérője és a hőmérséklet és a termelő a fényerő változik egy jól meghatározott, stabil időszakban , és amplitúdó.

A Cepheid változó fényessége és lüktetési periódusa közötti szoros közvetlen kapcsolat alapján a Cepheidák a kozmikus referenciaértékek fontos mutatói a galaktikus és extragalaktikus távolságok skálázásához . A klasszikus cefeidák ezen erős tulajdonságát Henrietta Swan Leavitt fedezte fel 1908 -ban, miután több ezer változó csillagot tanulmányozott a Magellán -felhőkben . Ez a felfedezés lehetővé teszi az ember számára, hogy megismerje a cefeida valódi fényességét, pusztán a pulzációs időszak megfigyelésével. Ez lehetővé teszi a csillagtól való távolság meghatározását, ismert fényességének és megfigyelt fényerejének összehasonlításával.

A Cepheid kifejezés a Delta Cephei -ből származik , a Cepheus csillagképben , amelyet John Goodricke azonosított 1784 -ben, az első ilyen típusú.

A pulzálás mint hőmotor mechanikáját 1917-ben javasolta Arthur Stanley Eddington (aki hosszan írt a cefeidák dinamikájáról), de az SA Zhevakin csak 1953-ban azonosította az ionizált héliumot a motor valószínű szelepeként.

Történelem

1784. szeptember 10 -én Edward Pigott észlelte az Eta Aquilae , a klasszikus cefeida változók osztályának első ismert képviselője változékonyságát. A klasszikus cefeidák névadó csillagát, a Delta Cephei -t John Goodricke néhány hónappal később felfedezte, hogy változó . A hasonló változók száma a 19. század végére több tucatra nőtt, és osztályként Cefeidákként emlegették őket. A cefeidák többségét a megkülönböztető fénygörbe -formákból ismerték, a fényerő gyors növekedésével és a púpokkal, de néhány szimmetrikusabb fénygörbével Geminid néven ismert a Geminorum prototípus után .

A klasszikus cefeidák korszaka és fényessége között összefüggést fedezett fel 1908 -ban Henrietta Swan Leavitt , amikor több ezer változó csillagot vizsgált a Magellán -felhőkben . 1912 -ben további bizonyítékokkal tette közzé.

1913 -ban Ejnar Hertzsprung megkísérelte megtalálni a 13 cefeida távolságát az égen való mozgásuk segítségével. (Eredményei később felülvizsgálatra szorulnának.) 1918 -ban Harlow Shapley kefeidek segítségével kezdeti korlátokat szabott a Tejút méretének és alakjának, valamint a Napunk azon belüli elhelyezésének. 1924 -ben Edwin Hubble megállapította a távolságot a klasszikus cefeida változóktól az Androméda -galaxisban , amelyet addig "Androméda -ködnek " neveztek, és megmutatta, hogy ezek a változók nem a Tejút tagjai. A Hubble megállapítása megoldotta a " Nagy vitában " felvetett kérdést , hogy a Tejút az egész Világegyetemet képviseli -e, vagy csupán egy a sok galaxis közül az Univerzumban.

1929 -ben Hubble és Milton L. Humason úgy fogalmazta meg az úgynevezett Hubble -törvényt azáltal, hogy több galaxishoz tartozó cefeida távolságokat ötvözte Vesto Slipher által mért sebességgel, amellyel ezek a galaxisok távolodnak tőlünk. Felfedezték, hogy az Univerzum tágul , megerősítve Georges Lemaître elméleteit .

A 20. század közepén a csillagászati ​​távolság skálájával kapcsolatos jelentős problémákat úgy oldották meg, hogy a cefeidákat különböző osztályokra osztották, nagyon eltérő tulajdonságokkal. Az 1940 -es években Walter Baade két különálló cefeida populációt ismert fel (klasszikus és II. Típusú). A klasszikus cefeidák fiatalabb és masszívabb populációjú I. csillagok, míg a II. Típusú cefeidák idősebb, halványabb populáció II. A klasszikus cefeidák és a II. Típusú cefeidák különböző periódus-fényesség összefüggéseket követnek. A II. Típusú cefeidák fényessége átlagosan körülbelül 1,5 magnitúdóval kisebb, mint a klasszikus cefeidáké (de még mindig fényesebb, mint az RR Lyrae csillagok). Baade elsődleges felfedezése az M31 -es távolság és az extragalaktikus távolság skála kétszeres növekedéséhez vezetett. Az RR Lyrae csillagokat, amelyeket akkor klaszterváltozóként ismertek, meglehetősen korán elismerték, mint különálló változóosztályt, részben rövid időszakuk miatt.

A pulzálás mint hőmotor mechanikáját 1917-ben javasolta Arthur Stanley Eddington (aki hosszan írt a cefeidák dinamikájáról), de az SA Zhevakin csak 1953-ban azonosította az ionizált héliumot a motor valószínű szelepeként.

Osztályok

A cefeida változókat két alosztályra osztják, amelyek tömege, kora és evolúciós története jelentősen eltérő: klasszikus cefeidák és II . Típusú cefeidák . A Delta Scuti változók A típusú csillagok az instabilitáscsík alsó végén lévő fő szekvencián vagy annak közelében, és eredetileg törpe cefeidáknak nevezték őket. Az RR Lyrae változók rövid periódusúak, és az instabilitási csíkon fekszenek, ahol keresztezi a vízszintes ágat . A Delta Scuti és az RR Lyrae változókat általában nem kezelik Cepheid változókkal, bár pulzálásuk ugyanabból a héliumionizációs kappa mechanizmusból származik .

Klasszikus cefeidák

A klasszikus cefeidák (más néven populáció I. cefeidák, I. típusú cefeidák vagy Delta -cefeida változók) nagyon rendszeres periódusokkal lüktetnek, napok és hónapok között. A klasszikus cefeidák az I. populáció változó csillagai, amelyek 4–20 -szor nagyobbak, mint a Nap, és akár 100 000 -szer fényesebbek. Ezek a cefeidák sárga fényes óriások és F6-K2 spektrális osztályú szuperóriások, és sugaraik (~ 25% -kal a hosszabb időszakra vonatkozó Carinae ) millió kilométerrel változnak egy lüktetési ciklus során.

A klasszikus cefeidákat a helyi csoporton belüli és azon kívüli galaxisok távolságának meghatározására használják , és ez az eszköz a Hubble -állandó megállapítására. A klasszikus cefeidákat galaxisunk számos jellemzőjének tisztázására is használták, például a Nap magasságát a galaktikus sík felett és a galaxis helyi spirális szerkezetét.

A kis amplitúdójú és szinuszos fénygörbékkel rendelkező klasszikus cefeidák csoportját gyakran kis amplitúdójú kefeidekként vagy s-kefeidekként különítik el, sokan közülük az első felhangban lüktetnek.

II. Típusú cefeidák

II. Típusú cefeidák (más néven populáció II. Cefeidák) a II. Populáció változó csillagai, amelyek jellemzően 1 és 50 nap közötti időszakokkal pulzálnak. II. Típusú cefeidák jellemzően fémszegény , régi (~ 10 Gyr), alacsony tömegű tárgyak (a Nap tömegének fele). II. Típusú cefeidák periódus szerint több alcsoportra oszlanak. Az 1 és 4 nap közötti periódusú csillagok a BL Her alosztályba tartoznak, 10–20 nap a W Virginis alosztályba , és a 20 napnál hosszabb periódusú csillagok az RV Tauri alosztályba tartoznak .

A II. Típusú cefeidákat a Galaktikus Központ , a gömbhalmazok és a galaxisok távolságának meghatározására használják .

Rendellenes cefeidák

Az instabilitási csíkon lüktető csillagok csoportja 2 napnál rövidebb periódusú, hasonlóan az RR Lyrae változókhoz, de nagyobb fényerővel. Az anomális cefeida változók tömege nagyobb, mint a II. Típusú cefeidáké, az RR Lyrae változóké és a Napé. Nem világos, hogy fiatal csillagok-e egy "visszafordított" vízszintes ágon, bináris rendszerekben a tömeges átvitel során keletkezett kék kóborlók , vagy mindkettő keveréke.

Kettős módú cefeidák

Megfigyelték, hogy a cefeida változók kis hányada egyszerre két üzemmódban lüktet, általában az alapvető és az első felhang, esetenként a második felhang. Nagyon kicsi szám lüktet három üzemmódban, vagy szokatlan kombinációja a módoknak, beleértve a magasabb felhangokat.

A bizonytalanságok Cepheidben határozták meg a távolságokat

A klasszikus és a II. Típusú Cepheid távolság skálájához kapcsolódó bizonytalanságok közül a legfontosabbak a következők: a periódus-fényesség összefüggésének jellege különböző átviteli sávokban , a fémesedés hatása ezeknek az összefüggéseknek a nulla pontjára és meredekségére, valamint a fotometriai szennyeződés hatásai (keveredés) és a változó (jellemzően ismeretlen) kihalási törvény a cefeida távolságokról. Mindezeket a témákat aktívan vitatják az irodalomban.

Ezek a megoldatlan kérdések a Hubble -állandó (a klasszikus cefeidák alapján megállapított) idézett értékeit 60 km/s/Mpc és 80 km/s/Mpc között határozták meg. Ennek az eltérésnek a feloldása az egyik legfontosabb probléma a csillagászatban, mivel a világegyetem kozmológiai paramétereit a Hubble -állandó pontos értékének megadása korlátozza. A bizonytalanságok az évek során csökkentek, részben olyan felfedezések miatt, mint az RS Puppis .

A Delta Cephei különösen fontos a Cepheid periódus-fényesség összefüggésének kalibrálójaként is, mivel távolsága a Cepheid számára a legpontosabban meghatározott, részben azért, mert a csillaghalmaz tagja, és rendelkezésre áll a pontos Hubble űrteleszkóp / Hipparcos parallaxisok. A Cepheid -változókhoz és más testekhez való 7500 fényéven belüli távolságmérés pontossága jelentősen javul, ha ötéves időközönként készített Hubble -képeket kombinálunk, amikor a Föld és a Hubble a Nap ellentétes oldalán vannak.

Pulzációs modell

A cefeidák lüktetésének elfogadott magyarázatát Eddington-szelepnek vagy " κ-mechanizmusnak " nevezik , ahol a görög κ (kappa) betű a gáz átlátszatlanságának szokásos szimbóluma.

A hélium az a gáz, amelyről úgy gondolják, hogy a legaktívabb a folyamatban. A kétszer ionizált hélium (olyan hélium, amelynek atomjaiból mindkét elektron hiányzik) átlátszatlanabb, mint az egyedül ionizált hélium. Minél több melegítjük a héliumot, annál ionizáltabb lesz. A Cepheid -ciklus legsötétebb szakaszában a csillag külső rétegeiben lévő ionizált gáz átlátszatlan, ezért a csillag sugárzása felmelegíti, és a megnövekedett hőmérséklet hatására tágulni kezd. Tágulása közben lehűl, így kevésbé ionizálódik, és ezért átlátszóbb lesz, lehetővé téve a sugárzás távozását. Ezután a tágulás leáll, és a csillag gravitációs vonzása miatt megfordul. Ezután a folyamat megismétlődik.

1879 -ben August Ritter (1826–1908) kimutatta, hogy a homogén gömb adiabatikus sugárirányú pulzálási periódusa összefügg a felszíni gravitációjával és sugarával a következő összefüggés alapján:

${\ displaystyle T = k \, {\ sqrt {\ frac {R} {g}}}}$

ahol k egy arányossági állandó. Most, mivel a felületi gravitáció összefüggésben van a gömb tömegével és sugarával:

${\ displaystyle g = k '{\ frac {M} {R^{2}}} = k' {\ frac {RM} {R^{3}}} = k'R \ rho}$

az egyik végül megkapja:

${\ displaystyle T {\ sqrt {\ rho}} = Q}$

ahol Q állandó, pulzálási állandónak nevezzük.

Példák

• A klasszikus cefeidák közé tartozik: Eta Aquilae , Zeta Geminorum , Beta Doradus , RT Aurigae , Polaris , valamint a Delta Cephei .
• A II. Típusú cefeidák közé tartoznak: W Virginis és BL Herculis .
• Az anomális cefeidák közé tartoznak: XZ Ceti (felhanghang lüktetési mód) és BL Boötis .

Lásd a listát

• Puppis csillagainak listája

Hivatkozások

Külső linkek

• McMaster Cepheid fotometria és radiális sebesség adatarchívum
• Amerikai Változócsillag -megfigyelők Szövetsége
• Csillag pulzáció elmélet - Rendszeres kontra szabálytalan változékonyság
• A Varsói Egyetem felmérése a Las Campanas Obszervatóriumban : OGLE-III ( Optical Gravitational Lensing Experiment ) Variable Stars katalógus weboldal
• David Dunlap Observatory of Toronto University : Galactic Classical Cepheids adatbázis