Vesolje je res, res veliko mesto . Govorimo ... neopazno veliko! Dejansko na podlagi desetletja vrednih opazovanj astronomi zdaj verjamejo, da opazovano vesolje meri približno 46 milijard svetlobnih let v premer. Ključna beseda je tamopazno,ker če upoštevate tisto, česar ne vidimo, znanstveniki mislijo, da je v resnici več kot 92 milijard svetlobnih let.
Najtežji del pri vsem tem je natančno merjenje vključenih razdalj. Toda od rojstva sodobne astronomije so se vse bolj natančne metode razvijale. Poleg rdečega premika in preučevanja svetlobe, ki prihaja iz oddaljenih zvezd in galaksij, se astronomi zanašajo tudi na razred zvezd, znanih kot Cefeidne spremenljivke (CV), da določijo razdaljo do predmetov znotraj in zunaj naše galaksije.
Opredelitev:
Spremenljive zvezde so v bistvu zvezde, ki doživljajo nihanja v svoji svetlosti (tudi absolutna svetilnost). Cefeidi Spremenljivke so posebna vrsta spremenljivih zvezd, saj so vroče in masivne – pet do dvajsetkrat večja masa kot naše Sonce – in so znane po svoji nagnjenosti k radialnemu utripu in se spreminjajo tako v premeru kot temperaturi.
Še več, te pulzacije so neposredno povezane z njihovo absolutno svetilnostjo, ki se pojavlja v natančno določenih in predvidljivih časovnih obdobjih (v razponu od 1 do 100 dni). Ko je prikazana kot razmerje med magnitudo in obdobjem, je oblika krivulje svetilnosti Cephiad podobna obliki 'plavuti morskega psa' - njen nenadni porast in vrh, ki mu sledi enakomernejši upad.
Ime izhaja iz Delta Cephei, spremenljive zvezde v ozvezdju Cefej, ki je bila prvi identificiran življenjepis. Analiza spektra te zvezde kaže, da se CV med pulzirajočim obdobjem spreminja tudi glede temperature (med 5500 – 66oo K) in premera (~15%).
Uporaba v astronomiji:
Razmerje med obdobjem variabilnosti in svetilnostjo zvezd CV jih naredi zelo uporabne pri določanju razdalje med predmeti v našem vesolju. Ko je obdobje izmerjeno, se lahko določi svetilnost, s čimer dobimo natančne ocene razdalje zvezde z uporabo enačbe modula razdalje.
Ta enačba pravi, da:m-M= 5 logd– 5 – kjemje navidezna velikost predmeta,Mje absolutna velikost predmeta indje razdalja do predmeta v parsekih. Spremenljivke cefeidov je mogoče videti in izmeriti na razdalji približno 20 milijonov svetlobnih let, v primerjavi z največjo razdaljo približno 65 svetlobnih let za zemeljske meritve paralakse in nekaj več kot 326 svetlobnih let za ESA Misija Hipparcos .
Kalibrirano razmerje med obdobjem in svetilnostjo za cefeide. Zasluge: NASA
Ker so svetle in jih je mogoče jasno videti na milijone svetlobnih let stran, jih je mogoče zlahka ločiti od drugih svetlih zvezd v njihovi bližini. V kombinaciji z razmerjem med njihovo variabilnostjo in svetilnostjo so zaradi tega zelo uporabna orodja pri sklepanju velikosti in obsega našega vesolja.
Razredi:
Spremenljivke cefeidov so razdeljene v dva podrazreda – klasične cefeide in cefeide tipa II – na podlagi razlik v njihovi masi, starosti in evolucijski zgodovini. Klasični cefeidi so Populacija I (s kovinami bogate) spremenljive zvezde, ki so 4-20-krat masivnejše od Sonca in do 100.000-krat bolj svetleče. Podvržene so pulziranju z zelo rednimi obdobji od dni do mesecev.
Ti cefeidi so običajno rumeni svetli velikani in supergiganti (spektralni razred F6 – K2) in med ciklom pulziranja doživljajo spremembe polmera v milijonih kilometrov. Klasične cefeide se uporabljajo za določanje razdalj do galaksij znotraj Lokalna skupina in naprej ter so sredstvo, s katerim Hubblova konstanta je mogoče določiti (glej spodaj).
Cefeidi tipa II so Populacija II spremenljive zvezde (revne s kovinami), ki utripajo v obdobjih, ki so običajno med 1 in 50 dnevi. Cefeide tipa II so tudi starejše zvezde (~10 milijard let), ki imajo približno polovico mase našega Sonca.
Cefeidi tipa II so glede na njihovo obdobje razdeljeni tudi na podrazrede BL Her, W Virginis in RV Tauri (imenovane po posebnih primerih) - ki imajo obdobja 1-4 dni, 10-20 dni oziroma več kot 20 dni . Cefeidi tipa II se uporabljajo za določitev razdalje do Galaktični center , kroglaste kopice in sosednje galaksije.
Obstajajo tudi tisti, ki ne sodijo v nobeno od kategorij, ki so znani kot anomalni cefeidi. Te spremenljivke imajo obdobja krajša od 2 dni (podobno kot RR Lyrae), vendar imajo večjo svetilnost. Imajo tudi večjo maso kot cefeidi tipa II in imajo neznano starost.
Opazili so tudi majhen delež spremenljivk cefeidov, ki utripajo v dveh načinih hkrati, od tod tudi ime dvonačinskih cefeidov. Zelo majhno število utripa v treh načinih ali nenavadna kombinacija načinov.
Zgodovina opazovanja:
Prva spremenljivka Cefeida, ki so jo odkrili, je bila Eta Aquilae, ki jo je 10. septembra 1784 opazil angleški astronom Edward Pigott. Delta Cephei, po kateri je ta razred zvezd imenovan, je nekaj mesecev pozneje odkril amaterski angleški astronom John Goodricke.
Hubblova slika spremenljive zvezde RS Puppis, ene najsvetlejših znanih spremenljivih zvezd Cefeida v galaksiji Rimska cesta. Zasluge: NASA/ESA/Hubble Heritage Team
Leta 1908 je med raziskavo spremenljivih zvezd v Magellanovih oblakih ameriška astronomka Henrietta Swan Leavitt odkrila razmerje med obdobjem in svetilnostjo klasičnih cefeid. Po snemanju obdobij 25 različnih spremenljivk zvezd , je svoje ugotovitve objavila leta 1912.
V naslednjih letih bi več astronomov izvajalo raziskave o cefeidih. Do leta 1925 je Edwin Hubble uspel ugotoviti razdaljo med mlečna cesta in Galaksija Andromeda temelji na spremenljivkah Cepheid znotraj slednjega. Te ugotovitve so bile ključne, saj so uredile Velika debata , kjer so astronomi poskušali ugotoviti, ali je Rimska cesta edinstvena ali ena od mnogih galaksij v vesolju.
Z merjenjem razdalje med Rimsko cesto in številnimi drugimi galaksijami ter z združevanjem z meritvami Vesta Slipherja o njihovih rdeči premik , sta Hubble in Milton L. Humason uspela oblikovati Hubblov zakon. Skratka, uspeli so dokazati, da je Vesolje v stanju širjenja, kar je bilo predlagano pred leti.
Nadaljnji razvoj v 20. stoletju je vključeval razdelitev cefeidov v različne razrede, kar je pomagalo rešiti težave pri določanju astronomskih razdalj. To je v veliki meri storil Walter Baade, ki je v štiridesetih letih prejšnjega stoletja prepoznal razliko med klasičnimi cefeidi in cefeidi tipa II glede na njihovo velikost, starost in svetilnost.
Omejitve:
Kljub njihovi vrednosti pri določanju astronomskih razdalj obstajajo pri tej metodi nekatere omejitve. Glavno med njimi je dejstvo, da lahko pri cefeidih tipa II na razmerje med obdobjem in svetilnostjo vpliva njihova nižja metaličnost, fotometrična kontaminacija ter spremenljiv in neznan učinek, ki ga imata plin in prah na svetlobo, ki jo oddajata ( zvezdno izumrtje ).
Te nerešene težave so povzročile, da so bile za Hubblovo konstanto navedene različne vrednosti – ki se gibljejo med 60 km/s na 1 milijon parsekov (Mpc) in 80 km/s/Mpc. Reševanje tega neskladja je eden največjih problemov v sodobni kozmologiji, saj sta resnična velikost in hitrost širjenja vesolja povezani.
Vendar pa izboljšave v instrumentaciji in metodologiji povečujejo natančnost opazovanja spremenljivk cefeidov. Sčasoma upamo, da bodo opazovanja teh radovednih in edinstvenih zvezd prinesla resnično natančne vrednosti, s čimer bomo odstranili ključni vir dvoma o našem razumevanju vesolja.
Na Universe Today smo napisali veliko zanimivih člankov o spremenljivkah cefeidov. tukaj Astronomi najdejo nov način za merjenje kozmičnih razdalj , Astronomi uporabljajo svetlobni odmev za merjenje razdalje do zvezde , in Astronomi se približujejo temni energiji z rafinirano Hubblovo konstanto .
Astronomy Cast ima zanimivo epizodo, ki pojasnjuje razlike med zvezdami Populacije I in II – Epizoda 75: Zvezdne populacije .
Viri: