Cepheid değişen yıldız
Bir Sefeid değişkeni , çok düzenli, kararlı bir periyot ve genlik ile parlaklıkta değişiklikler üretmek için hem sıcaklık hem de çapta değişen radyal olarak titreşen bir yıldızdır.
Parlaklıkları ve pulsar periyodu arasındaki güçlü doğrudan ilişki [ 1 ] [ 2 ] , Sefeidlerin galaktik ve ekstragalaktik mesafe ölçeklerini oluşturmak için önemli mesafe göstergeleri olma durumlarını sağlar. [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]
Cepheid terimi , 1784'te John Goodricke tarafından tanımlanan, bu türün ilk yıldızı Cepheus takımyıldızındaki Delta Cephei'den gelmektedir , ancak bunlar Amerikalı astronom Henrietta Swan Leavitt tarafından büyük ölçüde incelenmiştir .
Özellikler
Sefeidler, son derece düzenli periyodik parlaklık modülasyonları sunar ve titreşimli değişkenler arasında, titreşim süresi boyunca en az düzensizliğe sahip olanlardır. Şu anda, galaksimizde M3 , M13 (üç) veya M92 (yalnızca bir) gibi küresel kümelerde 400'den fazla Cepheid gözlemlendi ve Macellan Bulutları'nda bize çok yakın iki gökada olan 1.000 tane daha tespit edildi . Ek olarak, yakındaki diğer galaksilerde (örneğin Andromeda veya M31 , M101 , vb.) önemli sayıda Cepheid gözlemlenmiştir .
Döngü boyunca sunduğu parlaklık modülasyonları genellikle minimum 0,35 ile maksimum 1,5 büyüklük arasındadır, bu da ışık akısının dört katı bir artışa karşılık gelir.
Onları diğer değişken yıldızlardan ayıran temel özelliklerinden biri, ışık eğrisinin genişliğinin , gözlendiği görsel tayfın bandına göre değişmesidir. Özellikle, modülasyonlar daha düşük dalga boylarında , tipik olarak kırmızıdan ziyade mavi ve ultraviyolede daha belirgin görünür. Sefe dönemleri söz konusu olduğunda, değerler galaksimizde Macellan Bulutlarına göre farklı dağılmış olsa da, 0,2 ile 100 gün arasındadır. Çoğu durumda, Cepheid ışık eğrileri, maksimum parlaklığa doğru hızlı bir artış ve minimuma doğru daha yavaş bir düşüş ile oldukça orantısız bir profil ile karakterize edilir.
Çeşitli Cepheid değişkenlerinin ışık eğrileri arasındaki karşılaştırma, ışık eğrisinin genliği ile titreşim periyodunun değeri arasında sistematik bir korelasyonun varlığını göstermiş gibi görünüyor. Öte yandan, daha uzun periyoda sahip olan Sefeidler, aynı zamanda, genel olarak daha hassas büyüklük değişimleri gösterenlerdir.
Titreşimli mekanizmalar
Bir yıldızın parlaklığı, yüzey sıcaklığına ve yayan yüzeyin boyutlarına bağlıdır. Sıcaklığının periyodik değişimleri, gözlemlenen parlaklık modülasyonlarını üretebilir. Sefeidler söz konusu olduğunda, yıldızın ortalama bir yarıçap değeri etrafında bir dizi radyal büzülme ve genişlemenin bir sonucu olarak sıcaklık değişimleri meydana gelebilir. Bir Sefeid'in nabız periyodu, yarıçapın ortalama değeriyle orantılı olacaktır ve bu da özünde yıldızın özelliklerine bağlıdır. Bu modele göre, yıldızın büzülmesi, merkezi bölgelerde sıcaklıkta bir artışa ve sonuç olarak nükleer reaksiyonların sayısında bir artışa neden olur ve bu da parlaklıkta genel bir artışa neden olur. Ardından, açığa çıkan enerjideki artış, yıldızın büzülmesini durdurma ve dış katmanların genişlemesine neden olma eğilimindedir. Genişlemeden sonra yıldız soğur ve bunun sonucunda parlaklığında bir azalma olur. Belirli bir minimum sıcaklığa ulaşıldığında, genişleme durur ve yıldızın yarıçapı bir denge konumu etrafında ayarlanır. Bu nedenle, bir Cepheid değişkeninin parlaklığı boyutlarıyla ters orantılıdır, yani yarıçap minimum olduğunda maksimumdur ve bunun tersi de geçerlidir.
Mesafe belirteçleri olarak Sefeidler
Bir Cepheid yıldızının, eğrisinin maksimumunda hesaplanan mutlak büyüklüğünü , titreşim periyodunun değerine doğrudan bağlayan, periyot-parlaklık yasası adı verilen bir ilişki vardır . Periyot-parlaklık ilişkisinden alınan, periyodun bir fonksiyonu olarak Sefeidlerin parlaklığındaki artış, parlaklığın yarıçapa bağlı olduğunu ve bunun da periyotla orantılı olduğunu söyleyen yıldız titreşimi teorisi ile uyumludur. Periyot-parlaklık ilişkisinin en önemli sonucu, bir Cepheid'in mutlak büyüklüğünü değerlendirmek için makul derecede güvenli bir yöntem sağlamasıdır. Bu bilindikten sonra, görünen büyüklüğe göre farkı hesaplayarak mesafeyi bilmek mümkündür ([[Mutlak Büyüklük - Paris Gözlemevi modülü ( kırık bağlantı İnternet Arşivinde mevcuttur ; geçmişe , ilk ve son sürüme bakın ) . mesafe ]]). Bu nedenle Sefeidler de mesafe göstergesi olarak önemli bir role sahiptir. Bu nedenle, ekstragalaktik mesafelerin ölçümü için astronomideki önemleri çok büyüktür. Örneğin, uzak bir galaksideki bir Sefeid'i belirlemek ve onun titreşim periyodunu ölçmek, uzaklığının ve onunla birlikte galaksinin kendisinin hemen bilinmesini mümkün kılar. Sefeidlerin mesafe işaretleri olarak kullanışlılığının keşfini, üstleri Edward Pickering ve Edwin Hubble başlangıçta her şeyi elinden almasına rağmen Harvard Koleji Gözlemevi ekibinde gönüllü olarak çalışan Henrietta Swan Leavitt'in gözlemlerine borçluyuz . .
Sefeid sınıflandırması
Sefeidler iki alt sınıfa ayrılabilir. Sözde klasik Cepheidler birincisine aittir : bunlar popülasyon I yıldızlarıdır, yani tercihen galaksimizin sarmal kollarında bulunan yaklaşık 100 milyon yıllık çok genç yıldızlardır. Klasik Cepheidler, birkaç güneş kütlesine eşdeğer bir kütleye sahip süper devlerdir ve biraz daha yüksek bir yüzey sıcaklığına (10.000 K ) rağmen Güneşimizden 500 ila 30.000 kat daha parlaktır . Boyutu oldukça büyüktür.
İkinci sınıf , adını prototip yıldızdan ( W Virginis ) alan W Virginis tipi Cepheidlerdir . Bunlar daha yaşlı yıldızlardır ve dolayısıyla II. popülasyona aittirler. Sefeidlerden farklı olarak, galaksimizin merkezinde ve halesinde, özellikle küresel kümelerin içinde bulunurlar. W Virginis ayrıca klasik Cepheidlerden daha kısa titreşim periyotlarına sahiptir, genellikle 18 günden azdır ve doğal olarak daha az aydınlıktır: yaklaşık birkaç kadir daha az. Bir alt tipi vardır: Nabız periyotları 10 günden az olan BL Herculis tipi Cepheidler (örnekler: M13 küresel kümesindeki V1, V2 ve V6 veya M92'deki V7 ).
En parlak klasik Cepheidler
Aşağıdaki tablo, maksimum görünür büyüklüklerine göre sıralanmış en parlak klasik Sefeidleri listeler.
| İsim | maksimum büyüklük | Minimum büyüklük | Dönem (günler) | spektral tip |
|---|---|---|---|---|
| βDoradus | 3.46 | 4.08 | 9.8426 | F4-G4Ia-II |
| η Aquilae | 3.48 | 4.39 | 7.176641 | F6Ib-G4Ib |
| δ Cephe | 3.48 | 4.37 | 5,366341 | F5Ib-G1Ib |
| ζ İkizler | 3.62 | 4.18 | 10.15073 | F7Ib-G3Ib |
| X Yay | 4.2 | 4.9 | 7.01283 | F5-G2II |
| W Yay | 4.29 | 5.14 | 7.59503 | F4-G2Ib |
| RT Aurigae | 5 | 5.82 | 3.728115 | F4Ib-G1Ib |
| S Yay | 5.24 | 6.04 | 8.382086 | F6Ib-G5Ib |
| ve Yay | 5.25 | 6.24 | 5.77335 | F5-G0Ib-II |
| Tvulpeküller | 5.41 | 6.09 | 4,435462 | F5Ib-G0Ib |
| T Monoserotis | 5.58 | 6.62 | 27.02465 | F7Iab-K1Iab+A0V |
| balta çemberi | 5.65 | 6.09 | 5.273268 | F2-G2II+B4 |
| U Karina | 5.72 | 7,02 | 38,7681 | F6-G7Iab |
| X Cygni | 5.85 | 6.91 | 16.38633 | F7Ib-G8Ib |
| S Muscae | 5.89 | 6.49 | 9.66007 | F6Ib-G0 |
Kaynak: δ-Cephei tipi Sefeidler (Alcyone)
Referanslar
- ↑ Udalski, A.; Soszynski, İ.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. (1999). «Optik Yerçekimi Mercekleme Deneyi. Macellan Bulutlarında Sefeidler. IV. Büyük Macellan Bulutundan Cepheidler Kataloğu". Acta Astronomica 49 : 223. Bibcode : 1999AcA....49..223U . arXiv : astro-ph/9908317 .
- ↑ Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, MK; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O. ve ark. (2008). «Optik Yerçekimi Mercekleme Deneyi. OGLE-III Değişken Yıldız Kataloğu. I. Büyük Macellan Bulutunda Klasik Cepheidler». Acta Astronomica 58 : 163. Bibcode : 2008AcA....58..163S . arXiv : 0808.2210 .
- ↑ Alıntı hatası: Geçersiz etiket
<ref>; çağrılan referansların içeriği tanımlanmadıfreedman2001 - ↑ Alıntı hatası: Geçersiz etiket
<ref>; çağrılan referansların içeriği tanımlanmadıtammannsandage2008 - ↑ Alıntı hatası: Geçersiz etiket
<ref>; çağrılan referansların içeriği tanımlanmadımajaess2009 - ^ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). "Hubble Sabiti". Yıllık Astronomi ve Astrofizik İncelemesi 48 : 673. Bibcode : 2010ARA&A..48..673F . arXiv : 1004.1856 . doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829 .
