Wat zijn Cepheid-variabelen?
In de astronomie zijn Cepheid-variabelen variabele sterren waarvan de helderheid op een karakteristieke, regelmatige manier gedurende een bepaalde periode verandert. Normaal gesproken wordt de uitwendige druk van kernfusie in het centrum van een ster gecompenseerd door inwendige druk vanwege de zwaartekracht van de ster en blijft de ster op een constante grootte en helderheid. Variabele sterren ondergaan een cyclus van expansie en krimp die hun helderheid beïnvloedt. In Cepheid-variabelen neemt de lengte van de cyclus op voorspelbare wijze toe met de helderheid van de ster, zodat astronomen, wanneer de periode wordt gemeten, de werkelijke helderheid van de Cepheid kunnen bepalen en op basis van de schijnbare helderheid op aarde berekenen hoe ver het is. Deze variabele sterren zijn een belangrijk hulpmiddel voor het meten van de afstanden tot andere sterrenstelsels.
Er wordt gedacht dat deze sterren uitzetten en samentrekken in een regelmatige cyclus vanwege de eigenschappen van helium, die ze in grote hoeveelheden bevatten. Wanneer helium volledig geïoniseerd is, is het minder transparant voor elektromagnetische straling, waardoor het opwarmt en uitzet. Naarmate het uitzet, koelt het af en wordt het minder geïoniseerd, waardoor het minder warmte absorbeert en samentrekt. Dit resulteert in een regelmatig patroon van expansie en krimp, met parallelle variaties in helderheid, met een periode variërend van één tot ongeveer 50 dagen.
Er zijn twee hoofdtypen Cepheid-variabelen. Type I, of Klassieke Cepheïden, zijn relatief jonge, zeer lichtgevende sterren, die een relatief groot deel van zwaardere elementen bevatten, wat aangeeft dat ze gevormd zijn in gebieden waar deze elementen werden gecreëerd door de supernova-explosies van oudere sterren. Type II Cepheïden zijn oudere, minder lichtgevende sterren die weinig zware elementen bevatten. Er zijn ook abnormale cepheïden, die complexere cycli hebben, en dwergcepheïden. Klassieke Cepheïden, vanwege hun grotere helderheid en eenvoudige, regelmatige cycli, zijn nuttiger voor astronomen voor het bepalen van galactische afstanden.
De regelmatige variaties in helderheid en de vaste relatie tussen helderheid en cycluslengte werden ontdekt door de astronoom Henrietta Leavitt in 1908 toen ze deze sterren bestudeerde in de Small Magellanic Cloud, een klein sterrenstelsel dicht bij de onze. De term Cepheid-variabelen komt van een van de sterren die Leavitt heeft bestudeerd, genaamd delta Cephei. Omdat het mogelijk was om de werkelijke helderheid van een Cepheid-variabele uit zijn periode te bepalen, was het ook mogelijk om de afstand ervan te bepalen vanaf het feit dat de hoeveelheid licht die de aarde bereikt omgekeerd evenredig is met de afstand tot de bron. Dergelijke objecten met een bekende helderheid staan bekend als "standaardkaarsen".
Vergelijking van de resultaten van deze berekeningen voor Cepheid-variabelen binnen ons eigen sterrenstelsel met door parallax berekende afstanden bevestigde dat de methode werkte. Type I Cepheïden zijn tot 100.000 keer zo helder als de zon. Dit betekent dat ze kunnen worden gedetecteerd, door telescopen op basis van de aarde, in andere sterrenstelsels tot op ongeveer 13 miljoen lichtjaar afstand. De Hubble-ruimtetelescoop kon deze sterren detecteren op een afstand van 56 miljoen lichtjaar. Cepheid-variabelen bevestigden vroeg in de 20e eeuw dat het universum zich tot ver buiten ons eigen sterrenstelsel uitstrekte, dat slechts een van de vele was.
Deze sterren leverden ook het eerste sterke bewijs dat het universum zich uitbreidt. In 1929 vergeleek Edwin Hubble metingen van de afstanden met een aantal sterrenstelsels, verkregen met behulp van Cepheid-variabelen, en roodverschuivingsmetingen, die aangaven hoe snel ze van ons terugtrokken. De resultaten toonden aan dat de snelheden waarmee de sterrenstelsels zich terugtrokken evenredig waren aan hun afstand en leidden tot de formulering van de Wet van Hubble.