Всесвіт - це дійсно, дійсно велике місце. Ми говоримо ... непомітно велике! Насправді, спираючись на десятиліття спостережень, астрономи тепер вважають, що спостережуваний Всесвіт вимірює близько 46 мільярдів світлових років. Ключове слово є помітний, тому що, беручи до уваги те, чого ми не бачимо, вчені вважають, що це насправді більше 92 мільярдів світлових років.
Найважче у всьому цьому - це точні вимірювання відстаней. Але з моменту народження сучасної астрономії розвиваються все більш точні методи. Окрім червоного зміщення та вивчення світла, що надходить від далеких зірок та галактик, астрономи також розраховують на клас зірок, відомий як Цефеїдні змінні (CV), щоб визначити відстань об'єктів всередині нашої Галактики та поза нею.
Визначення:
Змінні зірки - це, по суті, зірки, які відчувають коливання в своїй яскравості (т.к. абсолютна світність). Змінні цефеїдів - це особливий тип змінної зірки тим, що вони гарячі та масивні - у п’ять-двадцять разів більше маси, ніж наше Сонце - і відомі своєю схильністю радіально пульсувати і змінюються як діаметром, так і температурою.
Більше того, ці пульсації безпосередньо пов'язані з їх абсолютною світністю, яка виникає протягом чітко визначених та передбачуваних часових періодів (від 1 до 100 днів). Якщо побудовано як співвідношення між величиною та періодом, форма кривої освітленості Цефіади нагадує форму «плавника акули» - зробіть її раптовий підйом і пік з подальшим стійким зниженням.
Назва походить від Дельта Цефея, змінної зірки в сузір'ї Цефея, яке було першим ідентифікованим CV. Аналіз спектру цієї зірки дозволяє стверджувати, що резюме також зазнає змін температури (між 5500 - 66oo K) та діаметру (~ 15%) протягом періоду пульсації.
Використання в астрономії:
Зв’язок між періодом мінливості та світністю зірок CV робить їх дуже корисними при визначенні відстані предметів у нашому Всесвіті. Після вимірювання періоду можна визначити світність, таким чином даючи точні оцінки відстані зірки за допомогою рівняння модуля відстані.
У цьому рівнянні зазначено, що: м – М = 5 журналів г - 5 - куди м - видима величина об'єкта, М - абсолютна величина об'єкта, і г - відстань до об'єкта в парсеках. Змінні цефеїду можна побачити та виміряти на відстані близько 20 мільйонів світлових років, порівняно з максимальною відстані близько 65 світлових років для вимірювань паралакса на основі Землі та трохи більше 326 світлових років для місії Гіппаркоса ESA.
Оскільки вони яскраві і добре видно мільйони світлових років, їх можна легко відрізнити від інших яскравих зірок, що знаходяться в їх околицях. У поєднанні між їхньою мінливістю та світністю це робить їх дуже корисними інструментами для визначення розміру та масштабу нашого Всесвіту.
Класи:
Змінні цефеїду поділяються на два підкласи - Класичні Цефеїди та Цефеїди II типу - на основі відмінностей у їх масі, віці та еволюційній історії. Класичні цефеїди - це мінливі зірки населення (багаті металами), які в 4-20 разів масивніші за Сонце і до 100 000 разів більш світлі. Вони зазнають пульсації з дуже регулярними періодами в порядку днів до місяців.
Ці Цефеїди, як правило, є жовтими яскравими гігантами та надгігантами (спектральний клас F6 - K2), і вони зазнають змін радіусу мільйонів кілометрів під час пульсаційного циклу. Класичні цефеїди використовуються для визначення відстані до галактик в межах Локальної групи і за її межами, і є засобом, за допомогою якого можна встановити постійну Хаббла (див. Нижче).
Цефеїди II типу - це мінливі зірки населення (бідні металами), які пульсують періодами, як правило, від 1 до 50 днів. Цефеїди II типу - це також старші зірки (~ 10 мільярдів років), які мають приблизно половину маси нашого Сонця.
Цефеїди II типу також підрозділяються на основі їх періоду на підкласи BL Her, W Virginis та RV Tauri (названі за конкретними прикладами) - що мають періоди 1-4 дня, 10-20 днів та понад 20 днів відповідно . Цефеїди II типу використовуються для встановлення відстані до Галактичного центру, кульових скупчень та сусідніх галактик.
Є також такі, які не входять ні до однієї категорії, які відомі як аномальні цефеїди. Ці змінні мають періоди менше 2 днів (подібні до RR Lyrae), але мають більш високу освітленість. Вони також мають більшу масу, ніж цефеїди II типу, і мають невідомий вік.
Виявлено також невелику частку змінних Цефеїда, які пульсують у двох режимах одночасно, звідси і назва Цефеїди подвійного режиму. Дуже невелика кількість пульсує в трьох режимах або незвичне поєднання режимів.
Історія спостереження:
Першою змінною Цефеїда була відкрита Ета Акіла, яку спостерігав 10 вересня 1784 року англійський астроном Едвард Піготт. Дельта Цефія, за якою названий цей клас зірки, була відкрита через кілька місяців англійським астрономом-аматором Джоном Гудріке.
У 1908 р. Під час дослідження змінних зірок у Магелланових Хмарах американський астроном Генрієтта Лебедь Левант виявив зв’язок між періодом та світністю Класичних Цефеїдів. Записавши періоди 25 різних зірок змінних, вона опублікувала свої висновки в 1912 році.
У наступні роки ще кілька астрономів проводили б дослідження на цефеїдах. До 1925 року Едвіну Хабблу вдалося встановити відстань між Чумацьким Шляхом та Галактикою Андромеди на основі змінних Цефеїда в межах останньої. Ці висновки були ключовими, оскільки вони врегулювали Велику дискусію, де астрономи прагнули встановити, чи є Чумацький Шлях унікальним чи однією з багатьох галактик у Всесвіті.
Виміривши відстань між Чумацьким Шляхом та кількома іншими галактиками та поєднавши його з вимірюваннями Весто Сліпхера їх червоного зміщення, Хаббл та Мілтон Л. Хьюсон, вдалося сформулювати Закон Хаббла. Коротше кажучи, вони змогли довести, що Всесвіт перебуває в стані розширення, що було запропоновано роками раніше.
Подальші розробки протягом 20 століття включали поділ Цефеїдів на різні класи, що допомогло вирішити питання у визначенні астрономічних відстаней. Це в значній мірі зробив Вальтер Бааде, який у 40-х роках визнав різницю між класичними та цефеїдами II типу виходячи з їх розміру, віку та освітленості.
Обмеження:
Незважаючи на їх значення при визначенні астрономічних відстаней, у цього методу є деякі обмеження. Основним серед них є той факт, що при цефеїдах II типу зв'язок між періодом та світністю може бути наслідком їх нижчої металевості, фотометричного забруднення та мінливого та невідомого впливу, який газ та пил мають на світло, яке вони випромінюють (зоряне вимирання).
Ці невирішені проблеми призвели до того, що для значення Хаббла було вказано різні значення - діапазон між 60 км / с на 1 мільйон парсек (Mpc) і 80 км / с / Мпц. Вирішення цієї невідповідності є однією з найбільших проблем сучасної космології, оскільки справжні розміри та швидкість розширення Всесвіту пов'язані між собою.
Однак удосконалення приладобудування та методології збільшують точність дотримання змінних Цефеїду. З часом можна сподіватися, що спостереження за цими цікавими та унікальними зірками дадуть справді точні значення, тим самим усуваючи ключове джерело сумнівів щодо нашого розуміння Всесвіту.
Ми написали багато цікавих статей про змінні Cepheid тут у Space Magazine. Ось астрономи знаходять новий спосіб вимірювання космічних відстаней, астрономи використовують світлове відлуння, щоб виміряти відстань до зірки, а астрономи закривають темну енергію з очищеною константою Хабла.
Астрономічний ролик має цікавий епізод, який пояснює відмінності між зірками I та II населення - Епізод 75: Зоряні популяції.
Джерела:
- Вікіпедія - змінна цефеїда
- Гіперфізика - змінні цефеїдів
- AAVSO -космічна відстань
- LCOGT - змінні зірки Цефеїда, Вимірювання наднових та відстаней
