Was sind Cepheid -Variablen?
In der Astronomie sind Cepheid -Variablen variable Sterne, deren Helligkeit über einen bestimmten Zeitraum auf charakteristische und regelmäßige Weise ändert. Normalerweise wird der äußere Druck der nuklearen Fusion in der Mitte eines Sterns durch den inneren Druck aufgrund der Schwerkraft des Sterns ausgeglichen und der Stern bleibt in einer konstanten Größe und Helligkeit. Variable Sterne durchlaufen einen Zyklus von Expansion und Kontraktion, der ihre Helligkeit beeinflusst. In Cepheid -Variablen nimmt die Länge des Zyklus mit der Helligkeit des Sterns auf vorhersehbare Weise zu, so dass Astronomen, wenn die Periode gemessen wird, die tatsächliche Helligkeit des Cepheids erkennen und aus seiner scheinbaren Helligkeit auf der Erde berechnen, wie weit es entfernt ist. Diese variablen Sterne sind ein wichtiges Instrument zur Messung der Entfernungen zu anderen Galaxien. Wenn Helium vollständig ionisiert ist, ist es für Electromagneti weniger transparentc Strahlung, wodurch es sich erhitzt und sich ausdehnt. Während es sich ausdehnt, kühlt es ab und wird weniger ionisiert, wodurch weniger Wärme und Vertrag absorbiert. Dies führt zu einem regelmäßigen Expansions- und Kontraktionsmuster mit parallelen Schwankungen der Helligkeit, die eine Periode von einem bis etwa 50 Tagen reicht.
Es gibt zwei Haupttypen von Cepheid -Variablen. Typ I oder klassische Cepheids sind relativ junge, hochleuchtende Sterne, die einen relativ großen Anteil schwererer Elemente enthalten, was darauf hinweist, dass sie in Regionen gebildet wurden, in denen diese Elemente durch die Supernova -Explosionen älterer Sterne erzeugt wurden. Typ -II -Cepheids sind ältere, weniger leuchtende Sterne, die nur schwere Elemente haben. Es gibt auch anomale Cepheids, die komplexere Zyklen und Zwerg -Cephide aufweisen. Klassische Cepheids sind aufgrund ihrer größeren Leuchtkraft und einfachen, regelmäßigen Zyklen für Astronomen nützlicher, um die galaktische Distanz zu bestimmenEs.
Die regulären Variationen der Helligkeit und die feste Beziehung zwischen Helligkeit und Zykluslänge wurden 1908 vom Astronom Henrietta Leavitt entdeckt, als sie diese Sterne in der kleinen magellanischen Wolke studierte, einer kleinen Galaxie in der Nähe unserer eigenen. Der Begriff Cepheid -Variablen stammt von einem der von Leavitt, Delta Cephei, untersuchten Sterne. Da es möglich war, die tatsächliche Helligkeit einer Cepheid -Variablen aus ihrer Periode zu bestimmen, war es auch möglich, den Abstand von der Tatsache zu bestimmen, dass die Lichtmenge, die die Erde erreicht, umgekehrt proportional zum Abstand zur Quelle ist. Solche Objekte bekannter Helligkeit werden als „Standardkerzen“ bezeichnet.
Vergleich der Ergebnisse dieser Berechnungen für Cepheid -Variablen in unserer eigenen Galaxie mit Entfernungen, berechnet durch Parallaxe, bestätigte, dass die Methode funktioniert hat. Typ I -Cepheids sind bis zu 100.000 Mal so hell wie die Sonne. Dies bedeutet, dass sie durch Teleskope auf der Erde in anderen Erkennungen erkannt werden könnenGalaxien bis zu ungefähr 13 Millionen Lichtjahre entfernt. Das Hubble -Weltraumteleskop war in der Lage, diese Sterne in einer Entfernung von 56 Millionen Lichtjahren zu erkennen. Cepheid -Variablen lieferten Anfang des 20. Jahrhunderts Bestätigung, dass sich das Universum weit über unsere eigene Galaxie hinaus erstreckte, was nur eines von vielen war.
Diese Sterne lieferten auch den ersten starken Beweis dafür, dass das Universum expandiert. Im Jahr 1929 verglich Edwin Hubble Messungen der Entfernungen mit einer Reihe von Galaxien, die unter Verwendung von Cephid -Variablen erhalten wurden, und Rotverschiebungsmessungen, die darauf hinwiesen, wie schnell sie von uns zurückgingen. Die Ergebnisse zeigten, dass die Geschwindigkeiten, bei denen die Galaxien zurückgingen