Вселенная действительно, очень большое место. Мы говорим ... незаметно большой! Фактически, основываясь на многолетних наблюдениях, астрономы теперь считают, что видимая Вселенная имеет ширину около 46 миллиардов световых лет. Ключевое слово есть наблюдаемыми потому что, когда вы принимаете во внимание то, что мы не можем видеть, ученые думают, что это на самом деле больше, чем 92 миллиарда световых лет.
Самым сложным во всем этом является точное измерение задействованных расстояний. Но с момента рождения современной астрономии развиваются все более точные методы. Помимо красного смещения и изучения света, исходящего от далеких звезд и галактик, астрономы также полагаются на класс звезд, известный как переменные цефеиды (CV), для определения расстояния объектов внутри и за пределами нашей Галактики.
Определение:
Переменные звезды - это, по сути, звезды, которые испытывают флуктуации в своей яркости (или абсолютной светимости). Цефеиды Переменные являются особым типом переменных звезд в том смысле, что они горячие и массивные - в пять-двадцать раз больше массы нашего Солнца - и известны своей склонностью к радиальной пульсации и различаются как по диаметру, так и по температуре.
Более того, эти пульсации напрямую связаны с их абсолютной светимостью, которая происходит в четко определенные и предсказуемые периоды времени (от 1 до 100 дней). При построении графика зависимости величины от периода форма кривой светимости Cephiad напоминает форму «акульего плавника» - происходит ее внезапный рост и пик, за которым следует более устойчивое снижение.
Название происходит от Delta Cephei, переменной звезды в созвездии Цефея, которая была первым идентифицированным CV. Анализ спектра этой звезды показывает, что CV также претерпевают изменения с точки зрения температуры (между 5500–66оо) и диаметра (~ 15%) в течение периода пульсации.
Использование в астрономии:
Соотношение между периодом изменчивости и светимостью звезд CV делает их очень полезными для определения расстояния объектов в нашей Вселенной. Как только период измерен, яркость может быть определена, таким образом получая точные оценки расстояния звезды, используя уравнение модуля расстояния.
Это уравнение утверждает, что: м – M = 5 log d - 5 - где м является видимой величиной объекта, M абсолютная величина объекта, и d это расстояние до объекта в парсеках. Переменные цефеиды можно увидеть и измерить на расстоянии около 20 миллионов световых лет, по сравнению с максимальным расстоянием около 65 световых лет для наземных измерений параллакса и чуть более 326 световых лет для миссии ESA Hipparcos.
Поскольку они яркие и их хорошо видно за миллионы световых лет, их легко отличить от других ярких звезд в их окрестностях. В сочетании с взаимосвязью между их изменчивостью и яркостью это делает их чрезвычайно полезными инструментами для определения размера и масштаба нашей Вселенной.
Классы:
Переменные цефеиды подразделяются на два подкласса - классические цефеиды и цефеиды типа II - на основании различий в их массе, возрасте и эволюционной истории. Классические цефеиды - это переменные звезды с населением I (богатые металлом), которые в 4-20 раз массивнее Солнца и в 100 000 раз ярче. Они подвергаются пульсациям с очень регулярными периодами порядка дней или месяцев.
Эти цефеиды обычно представляют собой желтые яркие гиганты и супергиганты (спектральный класс F6 - K2), и они испытывают изменения радиуса в миллионах километров во время цикла пульсации. Классические цефеиды используются для определения расстояний до галактик в пределах локальной группы и за ее пределами и являются средством, с помощью которого можно установить постоянную Хаббла (см. Ниже).
Цефеиды типа II - это переменные звезды из популяции II (с низким содержанием металлов), которые пульсируют с периодами обычно от 1 до 50 дней. Цефеиды типа II также являются более старыми звездами (~ 10 миллиардов лет), которые имеют примерно половину массы нашего Солнца.
Цефеиды типа II также подразделяются на основе их периода на подклассы BL Her, W Virginis и RV Tauri (названные в соответствии с конкретными примерами), которые имеют периоды 1-4 дня, 10-20 дней и более 20 дней соответственно , Цефеиды типа II используются для определения расстояния до Галактического Центра, шаровых скоплений и соседних галактик.
Есть также те, которые не вписываются ни в одну категорию, которые известны как аномальные цефеиды. Эти переменные имеют периоды менее 2 дней (аналогично RR Lyrae), но имеют более высокую светимость. Они также имеют более высокую массу, чем цефеиды типа II, и имеют неизвестный возраст.
Наблюдалась также небольшая доля переменных цефеид, которые пульсируют в двух режимах одновременно, отсюда и название «цефеиды двойного режима». Очень небольшое число пульсирующих в трех режимах или необычная комбинация режимов.
История наблюдений:
Первой переменной Cepheid, которая была обнаружена, была Eta Aquilae, которую 10 сентября 1784 года наблюдал английский астроном Эдвард Пиготт. Дельта Цефей, в честь которой назван этот класс звезд, была открыта несколько месяцев спустя английским астрономом-любителем Джоном Гудрикке.
В 1908 году, во время исследования переменных звезд в Магеллановых облаках, американский астроном Генриетта Свон Ливитт обнаружила связь между периодом и светимостью классических цефеид. После записи периодов 25 различных переменных звезд она опубликовала свои выводы в 1912 году.
В последующие годы еще несколько астрономов будут проводить исследования цефеид. К 1925 году Эдвин Хаббл смог установить расстояние между Млечным путем и Галактикой Андромеды на основе переменных Цефеиды внутри последнего. Эти выводы были ключевыми в том, что они решили Великие Дебаты, где астрономы пытались установить, является ли Млечный Путь уникальным или одной из многих галактик во Вселенной.
Измеряя расстояние между Млечным путем и несколькими другими галактиками и комбинируя его с измерениями красного смещения Весто Слайфера, Хаббл и Милтон Л. Хьюмасон смогли сформулировать закон Хаббла. Короче говоря, они смогли доказать, что Вселенная находится в состоянии расширения, что было предложено много лет назад.
Дальнейшее развитие событий в 20-м веке включало разделение цефеид на различные классы, что помогло решить проблемы при определении астрономических расстояний. Это было сделано в основном Уолтером Бааде, который в 1940-х годах признал разницу между классическими цефеидами и цефеидами типа II, основываясь на их размере, возрасте и яркости.
Ограничения:
Несмотря на их ценность в определении астрономических расстояний, у этого метода есть некоторые ограничения. Главным среди них является тот факт, что с цефеидами типа II на взаимосвязь между периодом и светимостью могут влиять их меньшая металличность, фотометрическое загрязнение, а также изменяющееся и неизвестное влияние, которое газ и пыль оказывают на излучаемый ими свет (угасание звезд).
Эти нерешенные проблемы привели к тому, что в качестве постоянной Хаббла приводятся различные значения, которые варьируются от 60 км / с на 1 миллион парсек (Мпк) до 80 км / с / Мпк. Устранение этого несоответствия является одной из самых больших проблем в современной космологии, поскольку истинные размеры и скорость расширения Вселенной связаны между собой.
Тем не менее, усовершенствования инструментов и методологии увеличивают точность, с которой наблюдаются переменные цефеиды. Надеемся, что со временем наблюдения этих любопытных и уникальных звезд дадут действительно точные значения, что устранит ключевой источник сомнений в нашем понимании Вселенной.
Мы написали много интересных статей о переменных цефеиды здесь, в журнале Space. Здесь астрономы находят новый способ измерения космических расстояний, астрономы используют световое эхо для измерения расстояния до звезды, а астрономы приближаются к темной энергии с уточненной постоянной Хаббла.
У Astronomy Cast есть интересный эпизод, который объясняет различия между звездами Популяции I и II - Эпизод 75: Звездные Популяции.
Источники:
- Википедия - переменная цефеиды
- Гиперфизика - переменные цефеиды
- AAVSO - Космическая Лестница Расстояния
- LCOGT - Cepheid Variable Stars, Сверхновые и измерения расстояний
