Visata yra tikrai labai didelė vieta. Mes kalbame ... nepriimtinai dideli! Tiesą sakant, remiantis dešimtmečių vertės stebėjimais, astronomai dabar mano, kad stebimos Visatos matmenys yra maždaug 46 milijardai šviesmečių. Raktinis žodis yra stebimas, nes kai atsižvelgsite į tai, ko mes nematome, mokslininkai mano, kad tai iš tikrųjų daugiau kaip 92 milijardai šviesmečių.
Sunkiausia viso to metu yra tiksliai išmatuoti nuvažiuotus atstumus. Bet nuo moderniosios astronomijos atsiradimo tobulėjo vis tikslesni metodai. Objektų atstumas tarp mūsų galaktikos ir už jos ribų, be raudonojo poslinkio ir tiriant iš tolimų žvaigždžių bei galaktikų sklindančią šviesą, astronomai taip pat remiasi žvaigždžių klase, vadinama Cepheid kintamaisiais (CV).
Apibrėžimas:
Kintančios žvaigždės iš esmės yra žvaigždės, patiriančios savo ryškumo svyravimus (dar žinomas kaip absoliutus blizgesys). Cefeidiniai kintamieji yra ypatinga kintamų žvaigždžių rūšis tuo, kad yra karšti ir masyvūs - nuo penkerių iki dvidešimties kartų didesnė už mūsų Saulės masę - ir yra žinomi dėl savo polinkio spinduliuotės pulsavimui ir skiriasi diametru bei temperatūra.
Be to, šie impulsai yra tiesiogiai susiję su absoliučiu jų ryškumu, kuris pasireiškia tiksliai apibrėžtais ir nuspėjamais laikotarpiais (nuo 1 iki 100 dienų). Pavaizduota kaip santykis pagal dydį ir periodą, „Cephiad“ ryškumo kreivės forma primena „ryklio peleką“ - darykite staigų kilimą ir smailę, o paskui - tolygesnį nuosmukį.
Pavadinimas kilęs iš „Delta Cephei“ - kintamos žvaigždės Cepheus žvaigždyne, kuri buvo pirmoji atpažinta CV. Šios žvaigždės spektro analizė rodo, kad CV pulsacijos metu taip pat kinta temperatūra (nuo 5500 iki 66 oK) ir skersmuo (~ 15%).
Naudojimas astronomijoje:
Ryšys tarp kintamumo laikotarpio ir CV žvaigždžių šviesumo daro juos labai naudingus nustatant objektų atstumą mūsų Visatoje. Išmatuojus periodą, galima nustatyti ryškumą ir taip gauti tikslius žvaigždės atstumo įverčius, naudojant atstumo modulio lygtį.
Ši lygtis teigia, kad: m – M = 5 rąstai d - 5 - kur m yra akivaizdus objekto dydis, M yra absoliutus objekto dydis ir d yra atstumas iki objekto parsekuose. Cefeido kintamuosius galima pamatyti ir išmatuoti maždaug 20 milijonų šviesos metų atstumu, palyginti su maksimaliu maždaug 65 šviesmečių atstumu, kai matuojama paralelė Žemėje, ir šiek tiek daugiau nei 326 šviesmečiais, kai EKA vykdo „Hipparcos“ misiją.
Kadangi jie yra ryškūs ir gali būti aiškiai matomi per milijoną šviesmečių, juos galima lengvai atskirti nuo kitų šalia esančių ryškių žvaigždžių. Kartu su jų kintamumo ir blizgesio ryšiu, tai daro juos labai naudingais įrankiais, skirtais mūsų Visatos dydžiui ir mastui apskaičiuoti.
Klasės:
Kepheidiniai kintamieji yra suskirstyti į du poklasius - klasikinius ir 2 tipo cefeidus - atsižvelgiant į jų masės, amžiaus ir evoliucijos istorijos skirtumus. Klasikiniai cefeidai yra I populiacijos (turinčios daug metalų) kintamos žvaigždės, kurios yra 4–20 kartų masyvesnės už Saulę ir iki 100 000 kartų šviesesnės. Jie pulsuoja labai reguliariai, laikotarpiais nuo dienų iki mėnesių.
Paprastai šie cefeidai yra geltoni ryškūs milžinai ir supergalviai (spektrinė klasė F6 - K2) ir pulsacijos ciklo metu jie spinduliu keičiasi milijonuose kilometrų. Klasikiniai cefeidai naudojami atstumui iki galaktikų nustatyti vietinėje grupėje ir už jos ribų. Tai yra priemonė, kuria galima nustatyti Hablo konstantą (žr. Žemiau).
II tipo cefeidai yra II populiacijos (prastos metalo) žvaigždės, kurios pulsuoja paprastai nuo 1 iki 50 dienų. II tipo cefeidai taip pat yra senesnės žvaigždės (~ 10 milijardų metų), turinčios maždaug pusę mūsų Saulės masės.
II tipo cefeidai taip pat yra suskirstomi į laikotarpius į BL Her, W Virginis ir RV Tauri poklasius (pavadintus konkrečiais pavyzdžiais), kurie turi atitinkamai 1-4 dienas, 10-20 dienų ir daugiau nei 20 dienų. . II tipo cefeidai naudojami atstumui iki Galaktikos centro, rutulinių grupių ir kaimyninių galaktikų nustatyti.
Taip pat yra tokių, kurie netinka nė vienai kategorijai, vadinamiems anomaliais cefeidais. Šie kintamieji yra trumpesni nei 2 dienos (panašūs į „RR Lyrae“), tačiau jų šviesumas yra didesnis. Jie taip pat turi didesnę masę nei II tipo cefeidai, o jų amžius nežinomas.
Taip pat pastebėta nedidelė dalis „Cepheid“ kintamųjų, kurie pulsuoja dviem režimais tuo pačiu metu, todėl pavadintas „Double-mode Cepheids“. Labai mažas skaičius pulsuoja trimis režimais arba neįprastu režimų deriniu.
Stebėjimo istorija:
Pirmasis „Cepheid“ kintamasis, kurį atrado, buvo „Eta Aquilae“, kurį 1784 m. Rugsėjo 10 d. Pastebėjo anglų astronomas Edwardas Pigottas. Delta Cephei, kuriai pavadinta ši žvaigždžių klasė, po kelių mėnesių atrado mėgėjas anglų astronomas Johnas Goodricke'as.
1908 m., Tyrinėdamas kintamas žvaigždes Magelano debesyse, amerikiečių astronomas Henrietta Swan Leavitt atrado ryšį tarp klasikinių cefeidų laikotarpio ir ryškumo. Užfiksavusi 25 skirtingų kintamųjų žvaigždžių periodus, ji paskelbė savo atradimus 1912 m.
Vėlesniais metais dar keli astronomai atliks cefeidų tyrimus. Iki 1925 m. Edvinas Hablas sugebėjo nustatyti atstumą tarp Paukščių Tako ir Andromedos galaktikos, remdamasis pastarųjų Cepheid kintamaisiais. Šie atradimai buvo esminiai tuo, kad jie išsprendė Didįjį debatą, kai astronomai siekė išsiaiškinti, ar Pieno kelias yra unikalus, ar ne, ar viena iš daugelio Visatos galaktikų.
Įvertinę atstumą tarp Paukščių Tako ir kelių kitų galaktikų ir derindami jį su Vesto Slipherio atliktais raudonojo poslinkio matavimais, Hablas ir Milton L. Humasonas sugebėjo suformuluoti Hablo įstatymą. Trumpai tariant, jie sugebėjo įrodyti, kad Visata yra išsiplėtimo būsenoje, o tai buvo pasiūlyta prieš kelerius metus.
Tolesni pokyčiai XX amžiuje apėmė cefeidų suskirstymą į skirtingas klases, tai padėjo išspręsti problemas nustatant astronominius atstumus. Tai daugiausia padarė Walteris Baade'as, kuris 1940-aisiais pripažino skirtumą tarp klasikinių ir II tipo cefeidų pagal jų dydį, amžių ir šviesumą.
Apribojimai:
Nepaisant jų vertės nustatant astronominius atstumus, šis metodas turi keletą apribojimų. Svarbiausias iš jų yra faktas, kad II tipo cefeidams ryšį tarp laikotarpio ir ryškumo gali sukelti jų mažesnis metališkumas, fotometrinis užterštumas ir kintantis bei nežinomas dujų ir dulkių poveikis jų skleidžiamai šviesai (žvaigždžių išnykimas).
Dėl šių neišspręstų klausimų Hablo konstantai buvo nurodytos skirtingos vertės - jos svyruoja nuo 60 km / s per 1 milijoną parsekų (Mpc) iki 80 km / s / Mpc. Šio neatitikimo sprendimas yra viena didžiausių šiuolaikinės kosmologijos problemų, nes tikrasis Visatos dydis ir išsiplėtimo sparta yra susijusios.
Tačiau patobulinus prietaisus ir metodiką, padidėja kefidinių kintamųjų tikslumas. Laikui bėgant tikimasi, kad šių keistų ir nepakartojamų žvaigždžių stebėjimai duos tikrai tikslias vertes, taigi bus pašalintas pagrindinis abejonių dėl mūsų supratimo apie Visatą šaltinis.
Esame parašę daug įdomių straipsnių apie „Cepheid Variables“ čia, „Space Magazine“. Štai astronomai randa naują būdą išmatuoti kosminius atstumus, astronomai pasitelkia šviesos aidą, kad išmatuotų atstumą iki žvaigždės, o astronomai užsidaro tamsioje energijoje, naudodami patobulintą Hablo konstantą.
Astronomijos aktoriai turi įdomų epizodą, paaiškinantį I ir II populiacijos žvaigždžių skirtumus - Episode 75: Stellar Populations.
Šaltiniai:
- Vikipedija - „Cepheid“ kintamasis
- Hiperfizika - cefeidiniai kintamieji
- AAVSO - Kosminio atstumo kopėčios
- LCOGT - „Cepheid“ kintamos žvaigždės, Supernovos ir atstumo matavimai
