Az Univerzum az egy igazán nagy hely . Beszélünk… észrevehetetlenül nagyot! Valójában több évtizedes megfigyelések alapján a csillagászok úgy vélik, hogy a megfigyelhető Univerzum átmérője körülbelül 46 milliárd fényév. A kulcsszó ott vanmegfigyelhető,mert ha figyelembe vesszük azt, amit nem látunk, a tudósok azt gondolják, hogy az átmérője inkább 92 milliárd fényév.
A legnehezebb ebben az egészben az érintett távolságok pontos mérése. A modern csillagászat születése óta azonban egyre pontosabb módszerek fejlődtek ki. A vöröseltolódáson és a távoli csillagokból és galaxisokból érkező fény vizsgálatán kívül a csillagászok a Cepheid Variables (CV) nevű csillagosztályra is támaszkodnak a galaxisunkon belüli és azon túli objektumok távolságának meghatározásához.
Meghatározás:
A változócsillagok alapvetően olyan csillagok, amelyek fényességében (más néven abszolút fényességében) ingadozások tapasztalhatók. A cefeidák a változócsillagok különleges típusai, mivel forróak és nagy tömegűek – ötször-húszszor akkora tömegűek, mint a mi Napunk –, és arról ismertek, hogy hajlamosak sugárirányban pulzálni, átmérőjük és hőmérsékletük is változó.
Ráadásul ezek a pulzációk közvetlenül összefüggenek abszolút fényességükkel, amely jól meghatározott és előre látható (1-100 napos) időtartamon belül következik be. Amikor a nagyság és a periódus közötti összefüggést ábrázoljuk, a Cephiad fényességgörbéjének alakja a „cápauszonyhoz” hasonlít – hirtelen emelkedik és tetőzik, amit egyenletesebb csökkenés követ.
A név a Delta Cephei-ből származik, amely a Cepheus csillagképben lévő változócsillag volt az első azonosított CV. A csillag spektrumának elemzése arra utal, hogy a CV-k hőmérséklete (5500-66oo K között) és átmérője (~15%) is változik a pulzálási periódus során.
Használata a csillagászatban:
A változékonyság periódusa és a CV-csillagok fényessége közötti kapcsolat nagyon hasznossá teszi őket az Univerzumunkban lévő objektumok távolságának meghatározásában. A periódus mérése után a fényerő meghatározható, így pontos becslést kaphatunk a csillag távolságáról a távolságmodulus-egyenlet segítségével.
Ez az egyenlet kimondja, hogy:m-M= 5 logd– 5 – holma tárgy látszólagos nagysága,Maz objektum abszolút nagysága, ésdaz objektum távolsága parszekben. A cefeida változók körülbelül 20 millió fényévnyi távolságra láthatók és mérhetők, míg a Föld-alapúaknál a maximális távolság körülbelül 65 fényév parallaxis mérések az ESA esetében pedig valamivel több mint 326 fényév Hipparcos küldetés .
Kalibrált periódus-fényesség reláció cefeidákra. Köszönetnyilvánítás: NASA
Mivel fényesek, és világosan láthatóak millió fényévnyire, könnyen megkülönböztethetők a közelükben lévő többi fényes csillagtól. Változékonyságuk és fényességük kapcsolatával együtt ez rendkívül hasznos eszközzé teszi őket Univerzumunk méretének és léptékének megállapításához.
Osztályok:
A cefeida változókat két alosztályra osztják – a klasszikus cefeidákra és a II. típusú cefeidákra – a tömegük, életkoruk és evolúciós történetük különbségei alapján. A klasszikus kefeidák azok Népesség I (fémben gazdag) változócsillagok, amelyek 4-20-szor nagyobb tömegűek, mint a Nap, és akár 100 000-szer világosabbak. Nagyon rendszeres, napok-hónapok nagyságrendű menstruációval járó pulzáción mennek keresztül.
Ezek a cefeidák jellemzően sárga fényes óriások és szuperóriások (F6 – K2 spektrális osztály), és egy pulzációs ciklus során több millió kilométeres sugarú változást tapasztalnak. A klasszikus cefeidákat a galaxisok távolságának meghatározására használják Helyi csoport és azon túl, és olyan eszköz, amellyel a Hubble állandó megállapítható (lásd alább).
A II-es típusú cefeidák Népesség II (fémszegény) változócsillagok, amelyek jellemzően 1 és 50 nap közötti periódusokkal pulzálnak. A II-es típusú cefeidák szintén régebbi csillagok (~10 milliárd év), amelyek tömege körülbelül fele akkora, mint Napunké.
A II-es típusú cefeidákat periódusuk alapján is felosztják a BL Her, W Virginis és RV Tauri alosztályokra (konkrét példák után elnevezett) – amelyek periódusa 1-4 nap, 10-20 nap, illetve 20 napnál hosszabb. . A II-es típusú cefeidákat a távolság meghatározására használják Galaktikus Központ , gömbhalmazok és szomszédos galaxisok.
Vannak olyanok is, amelyek nem férnek bele egyik kategóriába sem, ezeket anomáliás cefeidáknak nevezik. Ezek a változók 2 napnál rövidebb periódusúak (hasonlóan az RR Lyrae-hoz), de nagyobb a fényerősségük. Tömegük is nagyobb, mint a II-es típusú kefeidáké, és koruk ismeretlen.
A cefeida változók kis hányadát is megfigyelték, amelyek egyszerre két üzemmódban pulzálnak, innen ered a kettős módú cefeidák elnevezés. Nagyon kis szám pulzál három üzemmódban, vagy az üzemmódok szokatlan kombinációja.
A megfigyelés története:
Az első felfedezett cefeida változó az Eta Aquilae volt, amelyet 1784. szeptember 10-én figyelt meg Edward Pigott angol csillagász. A Delta Cepheit, amelyről ezt a csillagosztályt elnevezték, néhány hónappal később John Goodricke amatőr angol csillagász fedezte fel.
Hubble képe az RS Puppis változócsillagról, amely az egyik legfényesebb ismert Cefeida változócsillag a Tejútrendszer galaxisában. Köszönetnyilvánítás: NASA/ESA/Hubble Örökség Csapat
1908-ban a Magellán-felhők változócsillagainak vizsgálata során Henrietta Swan Leavitt amerikai csillagász felfedezte a kapcsolatot a klasszikus kefeidák periódusa és fényessége között. Az időszakok rögzítése után 25 különböző változó csillag 1912-ben tette közzé eredményeit.
A következő években több csillagász folytat majd kutatást a kefeidákkal kapcsolatban. 1925-re Edwin Hubble meg tudta állapítani a távolságot a Tejút és a Androméda galaxis az utóbbin belüli cefeida változók alapján. Ezek a megállapítások kulcsfontosságúak voltak, mivel eldöntötték a Nagy vita , ahol a csillagászok arra törekedtek, hogy megállapítsák, hogy a Tejút egyedülálló-e, vagy egyike az Univerzum számos galaxisának.
A Tejútrendszer és számos más galaxis közötti távolság felmérésével, és Vesto Slipher méréseivel kombinálva. vöröseltolódás , Hubble és Milton L. Humason meg tudta fogalmazni a Hubble-törvényt. Röviden, be tudták bizonyítani, hogy az Univerzum tágulási állapotban van, amit évekkel korábban is sugalltak.
A 20. század további fejleményei közé tartozott a kefeidák különböző osztályokra való felosztása, ami segített megoldani a csillagászati távolságok meghatározásával kapcsolatos kérdéseket. Ezt nagyrészt Walter Baade tette, aki az 1940-es években felismerte a különbséget a klasszikus és a II. típusú kefeidák között méretük, életkoruk és fényességük alapján.
Korlátozások:
Annak ellenére, hogy értékesek a csillagászati távolságok meghatározásában, ennek a módszernek vannak bizonyos korlátai. Ezek közül a legfontosabb az a tény, hogy a II-es típusú kefeidáknál a periódus és a fényesség közötti kapcsolat befolyásolható alacsonyabb fémességükkel, fotometriai szennyezettségükkel, valamint a gáz és a por által kibocsátott fényre gyakorolt változó és ismeretlen hatással. csillagkihalás ).
Ezek a megoldatlan problémák azt eredményezték, hogy a Hubble-konstanshoz különböző értékeket adtak meg – amelyek 60 km/s/1 millió parszek (Mpc) és 80 km/s/Mpc között mozognak. Ennek az eltérésnek a feloldása a modern kozmológia egyik legnagyobb problémája, mivel az Univerzum valódi mérete és tágulási sebessége összefügg.
A műszerezettség és a módszertan fejlesztése azonban növeli a cefeida változók megfigyelésének pontosságát. Remélhetőleg idővel ezeknek a különös és egyedi csillagoknak a megfigyelései valóban pontos értékeket fognak eredményezni, így eloszlatják az Univerzum megértésével kapcsolatos kétségek egyik kulcsfontosságú forrását.
Sok érdekes cikket írtunk a cefeid változókról itt, a Universe Today oldalon. Íme A csillagászok új módszert találtak a kozmikus távolságok mérésére , A csillagászok fényvisszhangot használnak a csillagok távolságának mérésére , és A csillagászok közelednek a sötét energiához a finomított Hubble-konstans segítségével .
Az Astronomy Castnak van egy érdekes epizódja, amely elmagyarázza az I. és II. populáció sztárjai közötti különbségeket – 75. rész: Csillagpopulációk .
Források: