Hva er Cepheid variabler?

May 7  by Eliza

I astronomi, Cepheid variabler er variable stjerner hvis glans endringer over en viss periode i en karakteristisk, vanlig måte. Normalt er det ytre press fra kjernefysisk fusjon i en stjernes sentrum balansert med innover press på grunn av stjernens tyngdekraften og stjernen holder konstant størrelse og lysstyrke. Variable stjerner går gjennom en syklus av ekspansjon og sammentrekning som påvirker deres lysstyrke. I Cepheid variabler, lengden på syklusen øker med lysstyrken på stjernen på en forutsigbar måte, slik at når perioden er målt, kan astronomene fortelle selve lysstyrken på Cepheid, og fra sin tilsynelatende lysstyrke på jorden, beregne hvor fjernt det er. Disse variable stjerner er et viktig verktøy for å måle avstander til andre galakser.

Det er antatt at disse stjerner ekspandere og trekke seg sammen i en vanlig syklus på grunn av egenskapene til helium, som de inneholder i store mengder. Når helium er fullt ionisert, er det mindre transparent for elektromagnetisk stråling, forårsaker den til å varme opp og utvide. Når den blir større, avkjøles den og blir mindre ionisert, absorberer mindre varme og kontrahering. Dette resulterer i et regelmessig mønster av utvidelse og sammentrekning, med parallelle variasjoner i lysstyrken, har en periode som strekker seg fra den ene til ca. 50 dager.

Det finnes to hovedtyper av Cepheid variabler. Type I, eller Klassiske Cepheids, er relativt unge, høyt lysende stjerner, som inneholder en relativt stor andel av tyngre grunnstoffer, noe som indikerer at de dannet i områder der disse elementene ble skapt av supernovaeksplosjoner av eldre stjerner. Type II Cepheids er eldre, mindre lysende stjerner som er lav i tunge elementer. Det er også Anomale Cepheids, som har mer komplekse sykluser, og Dwarf Cepheids. Klassiske Cepheids, på grunn av deres større lysstyrke og enkle, regelmessige sykluser, er mer nyttig å astronomer for å bestemme galaktiske avstander.

De vanlige variasjoner i lysstyrken og den faste forholdet mellom lysstyrke og sykluslengden ble oppdaget av astronomen Henrietta Leavitt i 1908 da hun studerte disse stjernene i lille magellanske sky, en liten galakse nær vår egen. Begrepet Cepheid variabler kommer fra en av stjernene studert av Leavitt, kalt delta Cephei. Siden det var mulig å bestemme den virkelige lysstyrke i et Kefeide fra sin periode, var det også mulig å bestemme sin avstand fra det faktum at mengden av lys som når jorden er omvendt proporsjonal med avstanden til kilden. Slike objekter med kjent lysstyrke er kjent som "vanlige stearinlys."

Sammenligning av resultatene av disse beregningene for Cepheid variabler innenfor vår egen galakse med avstander beregnet av parallax bekreftet at metoden fungerte. Type I Cepheids er opptil 100 000 ganger så lyssterk som Solen Dette betyr at de kan oppdages ved teleskoper basert på jorden, i andre galakser opp til ca 13 millioner lysår unna. Hubble Space Telescope var i stand til å oppdage disse stjernene i en avstand på 56 millioner lysår. Cepheid variabler gitt bekreftelse, tidlig i det 20. århundre, at universet utvidet langt utover vår egen galakse, som var bare en av mange.

Disse stjernene også gitt den første sterke bevis for at universet utvider seg. I 1929, Edwin Hubble sammenlignet målinger av avstander til en rekke galakser, innhentet ved hjelp Cepheid variabler, og rødforskyvning målinger, som indikerte hvor fort de ble viker fra oss. Resultatene viste at de hastighetene der galaksene ble viker var proporsjonal med avstanden til dem, og førte til utformingen av Hubbles lov.

  • Klasse Cepheids ble dannet i regioner der store mengder av tyngre grunnstoffer ble skapt av supernovaer.