Hvad er Cepheid-variabler?
I astronomi er Cepheid-variabler variable stjerner, hvis lysstyrke ændrer sig over en bestemt periode på en karakteristisk, regelmæssig måde. Normalt er det udadvendte tryk fra kernefusion i en stjernes centrum afbalanceret af et indre tryk på grund af stjernens tyngdekraft, og stjernen forbliver i en konstant størrelse og lysstyrke. Variable stjerner gennemgår en cyklus med ekspansion og sammentrækning, der påvirker deres lysstyrke. I Cepheid-variabler øges cyklusens længde med stjernens lysstyrke på en forudsigelig måde, så når astronomer måles, kan astronomer fortælle den faktiske lysstyrke for Cepheid og ud fra dens tilsyneladende lysstyrke på Jorden, beregne, hvor langt afstand det er. Disse variable stjerner er et vigtigt redskab til at måle afstanden til andre galakser.
Det menes, at disse stjerner ekspanderer og sammentrækkes i en regelmæssig cyklus på grund af egenskaber ved helium, som de indeholder i store mængder. Når helium er fuldt ioniseret, er det mindre gennemsigtigt for elektromagnetisk stråling, hvilket får det til at varme op og ekspandere. Når det ekspanderer, afkøles det og bliver mindre ioniseret, absorberer mindre varme og trækker sig sammen. Dette resulterer i et regelmæssigt mønster af ekspansion og sammentrækning, med parallelle variationer i lysstyrke, med en periode fra en til ca. 50 dage.
Der er to hovedtyper af Cepheid-variabler. Type I eller Klassiske Cepheider er relativt unge, stærkt lysende stjerner, der indeholder en relativt stor andel af tungere elementer, hvilket indikerer, at de dannede sig i regioner, hvor disse elementer blev skabt af supernova-eksplosionerne af ældre stjerner. Type II Cepheider er ældre, mindre lysende stjerner, der er lave i tunge elementer. Der er også anomale Cepheider, der har mere komplekse cyklusser, og Dwarf Cepheids. Klassiske Cepheider er på grund af deres større lysstyrke og enkle, regelmæssige cyklusser mere nyttige for astronomer til bestemmelse af galaktiske afstande.
De regelmæssige variationer i lysstyrke og det faste forhold mellem lysstyrke og cykluslængde blev opdaget af astronomen Henrietta Leavitt i 1908, da hun studerede disse stjerner i Small Magellanic Cloud, en lille galakse tæt på vores egen. Udtrykket Cepheid-variabler kommer fra en af de stjerner, der er undersøgt af Leavitt, kaldet delta Cephei. Da det var muligt at bestemme den faktiske lysstyrke af en Cepheid-variabel fra dens periode, var det også muligt at bestemme dens afstand fra det faktum, at mængden af lys, der når Jorden, er omvendt proportional med afstanden til kilden. Sådanne genstande med kendt lysstyrke er kendt som "standardlys."
Sammenligning af resultaterne af disse beregninger for Cepheid-variabler inden for vores egen galakse med afstande beregnet med parallax bekræftede, at metoden virkede. Type I Cepheider er op til 100.000 gange så lys som solen. Dette betyder, at de kan opdages ved hjælp af teleskoper baseret på Jorden i andre galakser op til ca. 13 millioner lysår væk. Hubble-rumteleskopet kunne registrere disse stjerner i en afstand af 56 millioner lysår. Cepheid-variabler gav bekræftelse tidligt i det 20. århundrede, at universet strækkede sig langt ud over vores egen galakse, som kun var en af mange.
Disse stjerner leverede også det første stærke bevis for, at universet ekspanderer. I 1929 sammenlignede Edwin Hubble målinger af afstande til et antal galakser, opnået ved hjælp af Cepheid-variabler, og rødskiftmålinger, som indikerede, hvor hurtigt de forsvindt fra os. Resultaterne viste, at hastighederne, hvormed galakserne gik tilbage, var proportional med deres afstand, og førte til formuleringen af Hubbles lov.