Visums ir patiešām, patiešām liela vieta. Mēs runājam… nepieņemami lieli! Faktiski, pamatojoties uz gadu desmitiem vērtu novērojumu palīdzību, astronomi tagad uzskata, ka novērojamā Visuma izmērs ir aptuveni 46 miljardi gaismas gadu. Atslēgas vārds tur ir novērojams, jo, ja ņemat vērā to, ko mēs nevaram redzēt, zinātnieki domā, ka tas faktiski ir vairāk nekā 92 miljardi gaismas gadu.
Vissmagākā daļa no tā visa ir precīzu veikto attālumu mērīšana. Bet kopš mūsdienu astronomijas dzimšanas ir attīstījušās arvien precīzākas metodes. Papildus sarkanai nobīdei un gaismas, kas nāk no tālām zvaigznēm un galaktikām, izpētei, astronomi arī paļaujas uz zvaigžņu klasi, kas pazīstama kā Cepheid Mainīgie (CV), lai noteiktu objektu attālumu mūsu galaktikā un ārpus tās.
Definīcija:
Mainīgas zvaigznes būtībā ir zvaigznes, kuras izjūt spilgtuma svārstības (pazīstamas arī kā absolūtais spožums). Kefīdi Mainīgie ir īpašs mainīgo zvaigžņu tips, jo tie ir karsti un masīvi - piecas līdz divdesmit reizes lielāki nekā mūsu Saule - un ir pazīstami ar tendenci radiāli pulsēt un mainās gan diametrā, gan temperatūrā.
Turklāt šie pulsācijas ir tieši saistītas ar to absolūto spožumu, kas notiek precīzi definētos un paredzamos laika periodos (sākot no 1 līdz 100 dienām). Uzzīmējot lieluma un perioda attiecības, Kefijda spilgtuma līknes forma atgādina “haizivs spuras” formu - veiciet pēkšņu kāpumu un maksimumu, kam seko vienmērīgāka samazināšanās.
Nosaukums ir cēlies no Delta Cephei - mainīgās zvaigznes Kefusa zvaigznājā, kas bija pirmais identificētais CV. Šīs zvaigznes spektra analīze liecina, ka CV pulsācijas periodā mainās arī temperatūra (no 5500 līdz 66oo K) un diametrs (~ 15%).
Izmantošana astronomijā:
Saistība starp mainīguma periodu un CV zvaigžņu gaišumu padara tos ļoti noderīgus, lai noteiktu objektu attālumu mūsu Visumā. Kad periods ir izmērīts, var noteikt gaišumu, tādējādi iegūstot precīzus zvaigznes attāluma novērtējumus, izmantojot attāluma moduļa vienādojumu.
Šis vienādojums nosaka, ka: m – M = 5 žurnāls d - 5 - kur m ir objekta šķietamais lielums, M ir objekta absolūtais lielums, un d ir attālums līdz objektam parsešos. Kefeīdu mainīgos var redzēt un izmērīt aptuveni 20 miljonu gaismas gadu attālumā, salīdzinot ar maksimālo attālumu aptuveni 65 gaismas gadus Zemes paralakses mērījumiem un nedaudz vairāk kā 326 gaismas gadus EKA Hipparcos misijai.
Tā kā tie ir gaiši un tos var skaidri redzēt miljonu gaismas gadu attālumā, tos var viegli atšķirt no citām spožām zvaigznēm viņu tuvumā. Apvienojumā ar saistību starp to mainīgumu un spožumu, tas padara tos par ļoti noderīgiem instrumentiem, lai aprēķinātu mūsu Visuma lielumu un mērogu.
Klases:
Kefeīdu mainīgie tiek sadalīti divās apakšklasēs - klasiskās kefīdas un II tipa kefeīdi -, pamatojoties uz atšķirībām to masās, vecumos un evolūcijas vēsturē. Klasiskie kefīdi ir I populācijas (ar metālu bagāti) mainīgie lielumi, kas ir 4-20 reizes masīvāki par Sauli un līdz 100 000 reižu gaišāki. Viņiem notiek pulsācija ar ļoti regulāriem periodiem no dienām līdz mēnešiem.
Šie kefīdi parasti ir dzelteni spilgti milži un supergalvi (spektrālā klase F6 - K2), un pulsācijas cikla laikā tie izmaina rādiusa izmaiņas miljonos kilometru. Klasiskos kefīdus izmanto, lai noteiktu attālumus līdz galaktikām vietējā grupā un ārpus tās, un tie ir līdzekļi, ar kuru palīdzību var noteikt Habla konstantu (skatīt zemāk).
II tipa kefīdi ir II populācijas (ar zemu metālu līmeni) mainīgas zvaigznes, kas pulsē parasti no 1 līdz 50 dienām. II tipa kefīdi ir arī vecākas zvaigznes (~ 10 miljardi gadu), kurām ir apmēram puse mūsu Saules masas.
II tipa kefīdi ir sadalīti arī, ņemot vērā to periodu, BL Her, W Virginis un RV Tauri apakšklasēs (nosauktas pēc īpašiem piemēriem) - kurām ir attiecīgi 1-4 dienas, 10-20 dienas un vairāk nekā 20 dienas. . II tipa kefeīdi tiek izmantoti, lai noteiktu attālumu līdz Galaktikas centram, riņķveida kopām un kaimiņu galaktikām.
Ir arī tādi, kas neietilpst nevienā kategorijā, kas ir pazīstami kā anomāli cefeīdi. Šiem mainīgajiem ir mazāk nekā 2 dienu periodi (līdzīgi kā RR Lyrae), bet tiem ir augstāka gaismas spēja. Viņiem ir arī lielāka masa nekā II tipa kefīdiem, un tiem nav zināms vecums.
Tika novērota arī neliela daļa no Cepheid mainīgajiem, kas pulsē divos režīmos vienlaikus, tāpēc nosaukums ir Double Mode Cepheids. Ļoti mazs skaits pulsē trīs režīmos vai neparasta režīmu kombinācija.
Novērošanas vēsture:
Pirmais Cepheid mainīgais lielums, kas tika atklāts, bija Eta Aquilae, kuru 1784. gada 10. septembrī novēroja angļu astronoms Edvards Pigott. Delta Cephei, par kuru tiek nosaukta šī zvaigžņu klase, dažus mēnešus vēlāk atklāja amatieru angļu astronoms Džons Goodricke.
1908. gadā, izmeklējot mainīgās zvaigznes Magelanas mākoņos, amerikāņu astronoms Henrietta Swan Leavitt atklāja saistību starp klasisko kefeīdu periodu un spilgtumu. Pēc 25 dažādu mainīgo zvaigžņu periodu reģistrēšanas viņa publicēja savus atradumus 1912. gadā.
Turpmākajos gados vēl vairāki astronomi veiks pētījumu par kefīdiem. Līdz 1925. gadam Edvīns Habls spēja noteikt attālumu starp Piena Ceļu un Andromedas galaktiku, pamatojoties uz Cepheid mainīgajiem pēdējos. Šie atradumi bija izšķiroši, jo tie nokārtoja Lielo diskusiju, kurā astronomi centās noskaidrot, vai Piena ceļš ir unikāls, vai arī tas ir viens no daudzajiem Visuma galaktikām.
Izmērojot attālumu starp Piena Ceļu un vairākām citām galaktikām un apvienojot to ar Vesto Slidera mērījumiem par to sarkano nobīdi, Habls un Miltons L. Humasons varēja formulēt Habla likumu. Īsāk sakot, viņi spēja pierādīt, ka Visums atrodas paplašināšanās stāvoklī, kaut kas tika ieteikts vairākus gadus iepriekš.
Turpmākā attīstība 20. gadsimtā ietvēra cefeīdu sadalīšanu dažādās klasēs, kas palīdzēja atrisināt astronomisko attālumu noteikšanas jautājumus. To lielā mērā izdarīja Valters Baade, kurš 1940. gados atzina atšķirību starp klasiskajiem un II tipa cefeīdiem, ņemot vērā to lielumu, vecumu un spožumu.
Ierobežojumi:
Neskatoties uz to vērtību, nosakot astronomiskos attālumus, šai metodei ir daži ierobežojumi. Galvenais no tiem ir fakts, ka ar II tipa kefīdiem saistību starp periodu un spilgtumu var izraisīt to zemāka metalitāte, fotometriskais piesārņojums un mainīgā un nezināmā ietekme, ko gāzei un putekļiem ir uz gaismu, ko tie izstaro (zvaigžņu izdzēšana).
Šīs neatrisinātās problēmas ir izraisījušas Habla konstantes citēšanu dažādās vērtībās - diapazonā no 60 km / s uz 1 miljonu parses (Mpc) līdz 80 km / s / Mpc. Šīs neatbilstības novēršana ir viena no mūsdienu kosmoloģijas lielākajām problēmām, jo patiesais Visuma lielums un izplešanās ātrums ir saistīti.
Tomēr uzlabojumi instrumentācijā un metodoloģijā palielina Kefeīda mainīgo lielumu novērošanas precizitāti. Ar laiku tiek cerēts, ka šo ziņkārīgo un unikālo zvaigžņu novērojumi sniegs patiesi precīzas vērtības, tādējādi novēršot galveno šaubu avotu par mūsu izpratni par Visumu.
Mēs esam uzrakstījuši daudz interesantu rakstu par Cepheid Variables šeit Space Magazine. Šeit atrodami astronomi, kas atrod jaunu veidu, kā izmērīt kosmiskos attālumus, astronomi izmanto gaismas atbalsi, lai izmērītu attālumu līdz zvaigznei, un astronomi aizver tumšo enerģiju ar rafinētu Habla konstantu.
Astronomijas cast ir interesanta epizode, kas izskaidro atšķirības starp I un II populācijas zvaigznēm - Episode 75: Zvaigžņu populācijas.
Avoti:
- Wikipedia - Cepheid mainīgais
- Hiperfizika - kefeīdu mainīgie
- AAVSO - Kosmiskā attāluma kāpnes
- LCOGT - Cepheid mainīgās zvaigznes, Supernovas un attāluma mērījumi
