Co jsou proměnné Cepheid?
V astronomii jsou proměnné Cepheid proměnné hvězdy, jejichž jas se v určitém období mění charakteristickým, pravidelným způsobem. Normálně je vnější tlak z jaderné fúze ve středu hvězdy vyvážený tlakem v důsledku gravitace hvězdy a hvězda zůstává v konstantní velikosti a jasu. Variabilní hvězdy procházejí cyklem expanze a kontrakce, která ovlivňuje jejich jas. V proměnných Cepheidu se délka cyklu zvětšuje s jasem hvězdy předvídatelným způsobem, takže když je měřeno období, astronomové mohou vyprávět skutečný jas Cefeidu a podle zjevného jasu na Zemi, vypočítat, jak vzdálený je. Tyto proměnné hvězdy jsou důležitým nástrojem pro měření vzdáleností k jiným galaxiím. Když je helium plně ionizováno, je méně průhledné elektromagnetiC záření, což způsobí, že se zahřívá a expanduje. Jak se rozšiřuje, ochlazuje se a stává se méně ionizovaným, absorbuje méně tepla a smluv. To má za následek pravidelný vzorec expanze a kontrakce s paralelními změnami jasu, který má období v rozmezí od jednoho do asi 50 dnů.
Existují dva hlavní typy Cefeidových proměnných. Typ I nebo klasické Cefeids jsou relativně mladé, vysoce světelné hvězdy, které obsahují relativně velkou část těžších prvků, což naznačuje, že se vytvořily v oblastech, kde byly tyto prvky vytvořeny explozí supernových starších hvězd. Cefeidy typu II jsou starší, méně světelné hvězdy, které mají nízké těžké prvky. Existují také anomální cefeidy, které mají složitější cykly a trpaslíky Cepheids. Klasičtí Cefeids, kvůli jejich větší svítivosti a jednoduchým běžným cyklům, jsou pro astronomy užitečnější pro určování galaktického distances.
Pravidelné změny jasu a pevný vztah mezi jasem a délkou cyklu objevily astronom Henrietta Leavitt v roce 1908, kdy studovala tyto hvězdy v malém magellanském mraku, malou galaxii blízko naší vlastní. Termín Cepheid proměnné pochází z jedné z hvězd studovaných Leavitt, nazvanou Delta Cephei. Vzhledem k tomu, že bylo možné určit skutečný jas Cepheidovy proměnné od jejího období, bylo také možné určit jeho vzdálenost od skutečnosti, že množství světla dosahujícího Země je nepřímo úměrné vzdálenosti od zdroje. Takové předměty známého jasu se nazývají „standardní svíčky“.
Porovnání výsledků těchto výpočtů pro Cepheid proměnné v naší vlastní galaxii s vzdálenostmi vypočtenými paralaxem potvrdilo, že metoda fungovala. Cefeidy typu I jsou až 100 000krát jasnější jako slunce. To znamená, že je lze detekovat pomocí dalekohledů založených na Zemi v jinémGalaxie až asi 13 milionů světelných let. Hubbleový kosmický dalekohled byl schopen detekovat tyto hvězdy ve vzdálenosti 56 milionů světelných let. Proměnné Cepheid poskytly potvrzení na začátku 20. století, že vesmír se rozšířil daleko za naši vlastní galaxii, která byla pouze jednou z mnoha.
Tyto hvězdy také poskytly první silný důkaz, že se vesmír rozšiřuje. V roce 1929 Edwin Hubble porovnával měření vzdáleností s řadou galaxií, získaných pomocí Cepheidových proměnných a měření červeného posunu, což naznačovalo, jak rychle od nás ustupují. Výsledky ukázaly, že rychlosti, při kterých se galaxie ustupují, byly úměrné jejich vzdálenosti a vedly k formulaci Hubbleova zákona.