Co jsou proměnné Cepheid?

V astronomii jsou proměnné Cepheid proměnné hvězdy, jejichž jas se mění po určitou dobu charakteristickým a pravidelným způsobem. Normálně je vnější tlak jaderné fúze ve středu hvězdy vyvážen vnitřním tlakem v důsledku gravitace hvězdy a hvězda zůstává v konstantní velikosti a jasu. Variabilní hvězdy procházejí cyklem expanze a kontrakce, který ovlivňuje jejich jas. V Cefeidových proměnných se délka cyklu zvyšuje s jasem hvězdy předvídatelným způsobem, takže když se měří perioda, mohou astronomové rozeznat skutečný jas Cepheida a ze své zjevné jasnosti na Zemi vypočítat, jak vzdálená je to je. Tyto proměnné hvězdy jsou důležitým nástrojem pro měření vzdáleností od jiných galaxií.

Předpokládá se, že tyto hvězdy se rozšiřují a smršťují v pravidelném cyklu kvůli vlastnostem helia, které obsahují ve velkém množství. Když je helium plně ionizované, je pro elektromagnetické záření méně průhledné, což způsobuje, že se zahřívá a expanduje. Jak se rozšiřuje, ochlazuje a stává se méně ionizovanou, absorbuje méně tepla a stahuje se. To má za následek pravidelný průběh expanze a kontrakce s paralelními změnami jasu, které mají periodu v rozmezí od jednoho do asi 50 dnů.

Existují dva hlavní typy Cefeidových proměnných. Typ I, neboli klasické cefeidy, jsou relativně mladé, vysoce světelné hvězdy, které obsahují relativně velký podíl těžších prvků, což naznačuje, že se vytvořily v oblastech, kde byly tyto prvky vytvořeny výbuchem starších hvězd. Cefeidy typu II jsou starší, méně světelné hvězdy s nízkým obsahem těžkých prvků. Existují také Anomální Cefeidy, které mají složitější cykly, a Trpasličí Cefeidy. Klasické hlavonožce jsou díky své větší jasnosti a jednoduchým pravidelným cyklům pro astronomy užitečnější pro určování galaktických vzdáleností.

Pravidelné odchylky jasu a pevný vztah mezi jasem a délkou cyklu objevil astronom Henrietta Leavitt v roce 1908, kdy studovala tyto hvězdy v Malém Magellanově mračnu, malé galaxii blízké naší. Termín proměnné Cepheid pochází z jedné z hvězd, které studoval Leavitt, zvané delta Cephei. Protože bylo možné určit skutečný jas proměnné Cepheid od jeho období, bylo také možné určit jeho vzdálenost od skutečnosti, že množství světla dopadajícího na Zemi je nepřímo úměrné vzdálenosti ke zdroji. Takové předměty se známým jasem jsou známé jako „standardní svíčky“.

Porovnání výsledků těchto výpočtů pro cefeidové proměnné v naší vlastní galaxii s vzdálenostmi vypočtenými paralaxou potvrdilo, že metoda fungovala. Cefeidy typu I jsou až 100 000krát jasnější než Slunce. To znamená, že je lze detekovat pomocí dalekohledů založených na Zemi v jiných galaxiích vzdálených asi 13 milionů světelných let. Hubbleův kosmický dalekohled dokázal tyto hvězdy detekovat ve vzdálenosti 56 milionů světelných let. Cefeidské proměnné začátkem 20. století potvrdily, že vesmír sahal daleko za naši vlastní galaxii, která byla jen jednou z mnoha.

Tyto hvězdy také poskytly první silný důkaz, že vesmír se rozšiřuje. V roce 1929 Edwin Hubble porovnával měření vzdáleností s množstvím galaxií získaných pomocí Cefeidových proměnných a měření s červeným posunem, což ukazuje, jak rychle od nás ustupují. Výsledky ukázaly, že rychlosti, při kterých galaxie ustupovaly, byly úměrné jejich vzdálenosti a vedly k formulaci Hubbleova zákona.