Cefeida zmienna - Cepheid variable

RS Puppis , jedna z najjaśniejszych znanych Cefeid gwiazd zmiennych w Drodze Mlecznej galaktyki
( Hubble Space Telescope )

Cefeida ( / e ɛ f ı ɪ d , e ı f ı ɪ d / ) jest typu gwiazdy , że pulsuje promieniowo , różniących się zarówno średnicy i temperatury, co powoduje zmiany w jasności z dobrze zdefiniowanym stabilnym okresie i amplituda.

Silny, bezpośredni związek między jasnością zmiennej cefeidy a okresem pulsacji sprawił, że cefeidy stały się ważnymi wskaźnikami kosmicznych wzorców skalowania odległości galaktycznych i pozagalaktycznych . Ta solidna cecha klasycznych cefeid została odkryta w 1908 roku przez Henriettę Swan Leavitt po zbadaniu tysięcy gwiazd zmiennych w Obłokach Magellana . To odkrycie pozwala poznać prawdziwą jasność cefeidy po prostu obserwując jej okres pulsacji. To z kolei pozwala określić odległość do gwiazdy, porównując jej znaną jasność z obserwowaną jasnością.

Termin Cefeida pochodzi od Delta Cephei w konstelacji Cefeusza , zidentyfikowanej przez Johna Goodricke w 1784 roku, jako pierwszy tego typu zidentyfikowany w ten sposób.

Mechanika pulsacji jako silnika cieplnego została zaproponowana w 1917 r. przez Arthura Stanleya Eddingtona (który pisał obszernie o dynamice cefeid), ale dopiero w 1953 r. SA Zhevakin zidentyfikował zjonizowany hel jako prawdopodobny zawór silnika.

Historia

Krzywe okresowo-jasnościowe cefeid klasycznych i typu II

10 września 1784 Edward Pigott wykrył zmienność Eta Aquilae , pierwszego znanego przedstawiciela klasy klasycznych zmiennych cefeid. Kilka miesięcy później John Goodricke odkrył, że tytułowa gwiazda klasycznych cefeid, Delta Cephei , jest zmienna . Liczba podobnych zmiennych wzrosła do kilkudziesięciu pod koniec XIX wieku i określano je mianem cefeid. Większość cefeid była znana z charakterystycznych kształtów krzywych światła z szybkim wzrostem jasności i garbem, ale niektóre z bardziej symetrycznymi krzywymi światła były znane jako Geminidy po prototypie ζ Geminorum .

Związek między okresem a jasnością klasycznych cefeid został odkryty w 1908 roku przez Henriettę Swan Leavitt w badaniu tysięcy gwiazd zmiennych w Obłokach Magellana . Opublikowała go w 1912 roku z dalszymi dowodami.

W 1913 roku Ejnar Hertzsprung próbował określić odległości do 13 cefeid, wykorzystując ich ruch po niebie. (Jego wyniki wymagają później korekty.) W 1918 roku Harlow Shapley użył cefeid do nałożenia wstępnych ograniczeń na rozmiar i kształt Drogi Mlecznej oraz na umieszczenie w niej naszego Słońca. W 1924 Edwin Hubble ustalił odległość do klasycznych zmiennych cefeid w Galaktyce Andromedy , do tej pory znanej jako " Mgławica Andromedy " i wykazał, że te zmienne nie należą do Drogi Mlecznej. Odkrycie Hubble'a rozstrzygnęło pytanie podniesione w „ Wielkiej Debacie ”, czy Droga Mleczna reprezentuje cały Wszechświat, czy jest tylko jedną z wielu galaktyk we Wszechświecie.

W 1929 Hubble i Milton L. Humason sformułowali to, co obecnie znane jest jako Prawo Hubble'a, łącząc odległości cefeid do kilku galaktyk z pomiarami Vesto Sliphera dotyczącymi prędkości, z jaką te galaktyki oddalają się od nas. Odkryli, że Wszechświat się rozszerza , potwierdzając teorie Georgesa Lemaître'a .

Ilustracja zmiennych cefeid (czerwone kropki) w centrum Drogi Mlecznej

W połowie XX wieku poważne problemy z astronomiczną skalą odległości zostały rozwiązane poprzez podział cefeid na różne klasy o bardzo różnych właściwościach. W latach 40. Walter Baade rozpoznał dwie odrębne populacje cefeid (klasyczną i typu II). Klasyczne cefeidy to młodsze i bardziej masywne gwiazdy z populacji I, podczas gdy cefeidy typu II są starszymi, słabszymi gwiazdami z populacji II. Cefeidy klasyczne i cefeidy typu II mają różne zależności między okresem a jasnością. Jasność cefeid typu II jest średnio mniejsza niż cefeid klasycznych o około 1,5 magnitudo (ale wciąż jaśniejsza niż gwiazd RR Lyrae). Nowatorskie odkrycie Baade'a doprowadziło do dwukrotnego zwiększenia odległości do M31 i skali odległości pozagalaktycznych. Gwiazdy RR Lyrae, znane wówczas jako zmienne gromady, zostały rozpoznane dość wcześnie jako odrębna klasa zmiennych, częściowo ze względu na ich krótkie okresy.

Mechanika pulsacji jako silnika cieplnego została zaproponowana w 1917 r. przez Arthura Stanleya Eddingtona (który pisał obszernie o dynamice cefeid), ale dopiero w 1953 r. SA Zhevakin zidentyfikował zjonizowany hel jako prawdopodobny zawór silnika.

Klasy

Zmienne cefeid dzielą się na dwie podklasy, które wykazują wyraźnie różne masy, wiek i historię ewolucyjną: cefeidy klasyczne i cefeidy typu II . Zmienne Delta Scuti są gwiazdami typu A na lub w pobliżu ciągu głównego na dolnym końcu paska niestabilności i pierwotnie określane jako cefeidy karłowate. Zmienne RR Lyrae mają krótkie okresy i leżą na pasie niestabilności, gdzie przecinają poziomą gałąź . Zmienne Delta Scuti i zmienne RR Lyrae nie są generalnie traktowane zmiennymi cefeidami, chociaż ich pulsacje pochodzą z tego samego mechanizmu kappa jonizacji helu .

Cefeidy klasyczne

Światło krzywa od Delta Cephei , prototyp klasycznych cefeid, pokazując regularne odmiany produkowane przez swoistych gwiezdnych pulsacji

Klasyczne cefeidy (znane również jako cefeidy populacji I, cefeidy typu I lub zmienne cefeid delta) podlegają pulsacji z bardzo regularnymi okresami, rzędu dni do miesięcy. Klasyczne cefeidy to gwiazdy zmienne populacji I, które są 4–20 razy masywniejsze niż Słońce i do 100 000 razy jaśniejsze. Cefeidy te są żółtymi, jasnymi olbrzymami i nadolbrzymami klasy widmowej F6 – K2, a ich promienie zmieniają się o (~25% dla dłuższego okresu I Carinae ) miliony kilometrów podczas cyklu pulsacyjnego.

Klasyczne cefeidy są używane do określania odległości do galaktyk w ramach Grupy Lokalnej i poza nią oraz są sposobem na ustalenie stałej Hubble'a . Klasyczne cefeidy zostały również wykorzystane do wyjaśnienia wielu cech naszej galaktyki, takich jak wysokość Słońca nad płaszczyzną galaktyki i lokalna spiralna struktura Galaktyki.

Grupa klasycznych cefeid o małych amplitudach i sinusoidalnych krzywych światła jest często oddzielana jako cefeidy o małej amplitudzie lub s-cefeidy, z których wiele pulsuje w pierwszym wydźwięku.

Cefeidy typu II

Krzywa jasności κ Pavonis , cefeidy typu II, zarejestrowana przez NASA Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS)

Cefeidy typu II (nazywane również cefeidami populacji II) to gwiazdy zmienne populacji II, które pulsują z okresami zwykle od 1 do 50 dni. Cefeidy typu II są zazwyczaj ubogie w metal , stare (~10 Gyr), obiekty o małej masie (~połowa masy Słońca). Cefeidy typu II są podzielone na kilka podgrup według okresu. Gwiazdy z okresem od 1 do 4 dni należą do podklasy BL Her , 10-20 dni do podklasy W Virginis , a gwiazdy z okresem dłuższym niż 20 dni należą do podklasy RV Tauri .

Cefeidy typu II są używane do określania odległości do Centrum Galaktyki , gromad kulistych i galaktyk .

Anomalne cefeidy

Grupa pulsujących gwiazd na pasku niestabilności ma okresy krótsze niż 2 dni, podobne do zmiennych RR Lyrae, ale o wyższych jasnościach. Anomalne zmienne cefeid mają masy wyższe niż cefeidy typu II, zmienne RR Lyrae i nasze słońce. Nie jest jasne, czy są to młode gwiazdy na „odwróconej” poziomej gałęzi, niebieskie marudery powstałe w wyniku wymiany masy w układach podwójnych, czy też mieszanina obu.

Cefeidy dwumodowe

Zaobserwowano, że niewielka część zmiennych cefeid pulsuje w dwóch modach jednocześnie, zwykle podstawowym i pierwszym alikwocie, czasami drugim alikwocie. Bardzo mała liczba pulsuje w trzech trybach lub niezwykła kombinacja trybów zawierająca wyższe alikwoty.

Niepewności w określonych odległościach cefeidy

Najważniejszymi niepewnościami związanymi z klasyczną i skalą odległości cefeid typu II są: charakter relacji okres-jasność w różnych pasmach przepustowych , wpływ metaliczności zarówno na punkt zerowy, jak i nachylenie tych relacji oraz skutki zanieczyszczenia fotometrycznego (mieszanie) i zmieniające się (zazwyczaj nieznane) prawo ekstynkcji dotyczące odległości cefeid. Wszystkie te tematy są aktywnie dyskutowane w literaturze.

Te nierozwiązane kwestie zaowocowały przytoczonymi wartościami stałej Hubble'a (określonej z klasycznych cefeid) w zakresie od 60 km/s/Mpc do 80 km/s/Mpc. Rozwiązanie tej rozbieżności jest jednym z głównych problemów astronomii, ponieważ parametry kosmologiczne Wszechświata mogą być ograniczone przez podanie dokładnej wartości stałej Hubble'a. Niepewność zmniejszyła się z biegiem lat, częściowo dzięki odkryciom, takim jak RS Puppis .

Delta Cephei ma również szczególne znaczenie jako kalibrator relacji okres-jasność cefeidy, ponieważ jej odległość jest jedną z najdokładniej ustalonych dla cefeidy, częściowo dlatego, że jest członkiem gromady gwiazd i dostępności precyzyjnego Kosmicznego Teleskopu Hubble'a / Hipparcosa. paralaksy. Dokładność pomiarów odległości do zmiennych cefeid i innych ciał w promieniu 7500 lat świetlnych została znacznie poprawiona dzięki połączeniu zdjęć z Hubble'a wykonanych w odstępie sześciu miesięcy, gdy Ziemia i Hubble znajdują się po przeciwnych stronach Słońca.

Model pulsacyjny

Przyjęte wyjaśnienie pulsacji cefeid nazywa się zaworem Eddingtona lub „ mechanizmem κ ”, gdzie grecka litera κ (kappa) jest zwykłym symbolem nieprzezroczystości gazu.

Uważa się, że hel jest najbardziej aktywnym gazem w tym procesie. Podwójnie zjonizowany hel (którego atomom brakuje obu elektronów) jest bardziej nieprzezroczysty niż pojedynczo zjonizowany hel. Im bardziej hel jest podgrzewany, tym bardziej staje się zjonizowany. W najciemniejszej części cyklu cefeidy zjonizowany gaz w zewnętrznych warstwach gwiazdy jest nieprzezroczysty i dlatego jest ogrzewany przez promieniowanie gwiazdy, a pod wpływem podwyższonej temperatury zaczyna się rozszerzać. W miarę rozszerzania się ochładza, przez co staje się mniej zjonizowany, a zatem bardziej przezroczysty, umożliwiając ucieczkę promieniowania. Następnie ekspansja zatrzymuje się i odwraca z powodu przyciągania grawitacyjnego gwiazdy. Następnie proces się powtarza.

W 1879 August Ritter (1826-1908) wykazał, że adiabatyczny okres pulsacji promieniowej dla jednorodnej kuli jest powiązany z jej grawitacją powierzchniową i promieniem poprzez zależność:

${\ Displaystyle T = k \ {\ sqrt {\ Frac {R} {g}}}}$

gdzie k jest stałą proporcjonalności. Teraz, ponieważ grawitacja powierzchniowa jest związana z masą i promieniem kuli poprzez zależność:

${\ Displaystyle g = k '{\ Frac {M}{R ^ {2}}} = k '{\ Frac {RM}{R ^ {3}}} = k' R \ rho}$

w końcu otrzymuje się:

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

gdzie Q jest stałą, zwaną stałą pulsacji.

Przykłady

• Do klasycznych cefeid należą: Eta Aquilae , Zeta Geminorum , Beta Doradus , RT Aurigae , Polaris , a także Delta Cephei .
• Cefeidy typu II obejmują: W Virginis i BL Herculis .
• Cefeidy anomalne obejmują: XZ Ceti (tryb pulsacji nadtonowej) i BL Boötis .

Zobacz listę

• Lista gwiazd w Puppis

Bibliografia

Zewnętrzne linki

• Fotometria cefeid McMaster i archiwum danych dotyczących prędkości radialnych
• Amerykańskie Stowarzyszenie Obserwatorów Gwiazd Zmiennych
• Teoria pulsacji gwiazd — zmienność regularna kontra nieregularna
• Przegląd Uniwersytetu Warszawskiego w Obserwatorium Las Campanas : OGLE-III ( Optical Gravitational Lensing Experiment ) Strona katalogu gwiazd zmiennych
• David Dunlap Observatory of Toronto University : Baza danych Galactic Classical Cefeids