Vad är Cepheidvariabler?

January 31

I astronomi, Cepheidvariabler är variabla stjärnor vars ljusstyrka förändringar över en viss period i ett karakteristiskt, regelbundet sätt. Normalt tryck utåt från kärnfusion i en stjärnas centrum viktad inåt tryck på grund av stjärnans gravitation och stjärnan förblir på en konstant storlek och ljusstyrka. Variabla stjärnor gå igenom en cykel av expansion och kontraktion som påverkar deras ljusstyrka. I Cepheidvariabler, ökar längden på cykeln med ljusstyrkan hos stjärnan på ett förutsägbart sätt, så att när tiden mäts, kan astronomer berätta själva ljusstyrkan på Cepheid, och från dess synbara ljusstyrkan på jorden, beräkna hur långt det är. Dessa variabla stjärnor är ett viktigt verktyg för att mäta avstånd till andra galaxer.

Man tror att dessa stjärnor expandera och krympa i en regelbunden cykel på grund av egenskaperna hos helium, som de innehåller i stora mängder. När helium är helt joniserad, är det mindre transparent för elektromagnetisk strålning, vilket kan göra att värma upp och expandera. Som det expanderar, svalnar den och blir mindre joniserad, absorberar mindre värme och entreprenad. Detta resulterar i ett regelbundet mönster av expansion och kontraktion, med parallella variationerna i ljusstyrka, med en period som sträcker sig från en till ca 50 dagar.

Det finns två huvudtyper av Cepheidvariabler. Typ I, eller klassisk Cepheider, är relativt unga, mycket ljusstarka stjärnor, som innehåller en relativt stor andel av tyngre element, som anger att de bildas i regioner där dessa element skapades av supernovaexplosioner av äldre stjärnor. Typ II Cepheider är äldre, mindre lysande stjärnor som är låga i tunga grundämnen. Det finns också Anomalous Cepheider, som har mer komplexa cykler och Dwarf Cepheider. Klassiska Cepheider, på grund av deras större luminositet och enkla, regelbundna cykler, är mer användbara för astronomer för bestämning galaktiska avstånd.

De regelbundna variationer i ljusstyrka och den fasta relationen mellan ljusstyrka och cykellängd upptäcktes av astronomen Henrietta Leavitt 1908 då hon studerade dessa stjärnor i Lilla magellanska molnet, en liten galax nära vår egen. Termen Cepheidvariabler kommer från en av de stjärnor studerats av Leavitt, kallade delta Cephei. Eftersom det var möjligt att bestämma den faktiska ljusstyrkan en Cepheid variabel från dess period, var det också möjligt att bestämma dess avstånd från det faktum att mängden ljus som når jorden är omvänt proportionell mot avståndet till källan. Sådana föremål med känd ljusstyrka kallas "standard ljus."

Jämförelse av resultaten av dessa beräkningar för Cepheidvariabler inom vår egen galax med avstånd som beräknas av parallaxen bekräftade att metoden fungerade. Typ I Cepheider är upp till 100.000 gånger lika ljus som solen Det betyder att de kan upptäckas genom teleskop baserade på jorden, i andra galaxer upp till ca 13 miljoner ljusår bort. Rymdteleskopet Hubble kunde upptäcka dessa stjärnor på ett avstånd av 56 miljoner ljusår. Cepheidvariabler förutsatt bekräftelse, i början av 20-talet, att universum utvidgas långt utöver vår egen galax, som var bara en av många.

Dessa stjärnor gav också den första starka bevis att universum expanderar. År 1929, Edwin Hubble jämfört mätningar av avstånd till ett antal galaxer, som erhållits med hjälp Cepheidvariabler och Redshift mätningar, vilket indikerade hur snabbt de vikande från oss. Resultaten visade att de hastigheter vid vilka galaxerna var vikande var proportionell mot avståndet, och ledde till utformningen av Hubbles lag.

  • Klass Cepheider bildades i regioner där stora mängder tyngre element skapades genom supernovor.