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 pres fra nuklear fusion i en stjernescenter afbalanceret af indre pres på grund af stjernens tyngdekraft, og stjernen forbliver i konstant størrelse og lysstyrke. Variable stjerner gennemgår en cyklus med ekspansion og sammentrækning, der påvirker deres lysstyrke. I Cepheid -variabler øges længden af cyklussen med stjernens lysstyrke på en forudsigelig måde, så når perioden måles, kan astronomer fortælle den faktiske lysstyrke af Cepheid og fra dens tilsyneladende lysstyrke på jorden, hvor fjernt den er. Disse variable stjerner er et vigtigt værktøj til måling af afstandene til andre galakser.
Det menes, at disse stjerner udvides og kontraherer i en almindelig cyklus på grund af heliumens egenskaber, som de indeholder i store mængder. Når helium er fuldt ioniseret, er det mindre gennemsigtigt for elektromagnetiC -stråling, hvilket får den til at varme op og udvide. Når det udvides, afkøles det og bliver mindre ioniseret, absorberer mindre varme og kontrahering. Dette resulterer i et regelmæssigt mønster af ekspansion og sammentrækning, med parallelle variationer i lysstyrke, der har en periode, der spænder fra en til ca. 50 dage.
Der er to hovedtyper af Cepheid -variabler. Type I eller klassiske Cepheids er relativt unge, meget lysende stjerner, der indeholder en relativt stor del af tungere elementer, hvilket indikerer, at de dannede sig i regioner, hvor disse elementer blev skabt af supernova -eksplosionerne af ældre stjerner. Cepheids af type II er ældre, mindre lysende stjerner, der har lave i tunge elementer. Der er også anomale Cepheids, der har mere komplekse cyklusser, og dværg Cepheids. Klassiske cepheider på grund af deres større lysstyrke og enkle, regelmæssige cyklusser er mere nyttige for astronomer til bestemmelse af galaktisk distances.
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 den lille magellaniske sky, 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 ved parallax bekræftede, at metoden fungerede. Type I Cepheids er op til 100.000 gange så lyse som solen. Dette betyder, at de kan detekteres med teleskoper baseret på jorden, i andreGalakser op til ca. 13 millioner lysår væk. Hubble -rumteleskopet var i stand til at 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 udvides. I 1929 sammenlignede Edwin Hubble målinger af afstandene med et antal galakser, opnået ved hjælp af Cepheid -variabler og rødskiftmålinger, hvilket indikerede, hvor hurtigt de var tilbage fra os. Resultaterne viste, at de hastigheder, hvor galakser var tilbage, var proportional med deres afstand og førte til formuleringen af Hubbles lov.