Hva er Cepheid-variabler?

I astronomi er Cepheid-variabler variable stjerner hvis lysstyrke endres over en viss periode på en karakteristisk, regelmessig måte. Normalt blir det ytre trykket fra kjernefusjon i en stjernesenter balansert av innovertrykk på grunn av stjernens tyngdekraft og stjernen forblir i konstant størrelse og lysstyrke. Variable stjerner går gjennom en syklus av ekspansjon og sammentrekning som påvirker lysstyrken. I Cepheid-variabler øker syklusens lengde med lysstyrken til stjernen på en forutsigbar måte, slik at når perioden måles, kan astronomer fortelle den faktiske lysstyrken til Cepheid, og ut fra dens tilsynelatende lysstyrke på Jorden, beregne hvor fjern Det er. Disse variable stjernene er et viktig verktøy for å måle avstandene til andre galakser.

Det antas at disse stjernene utvider seg og trekker seg sammen i en vanlig syklus på grunn av egenskapene til helium, som de inneholder i store mengder. Når helium er fullstendig ionisert, er det mindre gjennomsiktig for elektromagnetisk stråling, og får det til å varme opp og ekspandere. Når den ekspanderer, avkjøles den og blir mindre ionisert, absorberer mindre varme og trekker seg sammen. Dette resulterer i et regelmessig mønster av ekspansjon og sammentrekning, med parallelle variasjoner i lysstyrke, med en periode fra 1 til omtrent 50 dager.

Det er to hovedtyper av Cepheid-variabler. Type I, eller Classical Cepheids, er relativt unge, sterkt lysende stjerner, som inneholder en relativt stor andel tyngre elementer, noe som indikerer at de dannet seg i regioner hvor disse elementene ble skapt av supernovaeksplosjoner fra eldre stjerner. Cepheider av type II er eldre, mindre lysende stjerner som har lite tunge elementer. Det er også anomale Cepheider, som har mer komplekse sykluser, og Dwarf Cepheids. Klassiske Cepheider, på grunn av sin større lysstyrke og enkle, regelmessige sykluser, er mer nyttige for astronomer for å bestemme galaktiske avstander.

De regelmessige variasjonene i lysstyrke og det faste forholdet mellom lysstyrke og sykluslengde ble oppdaget av astronomen Henrietta Leavitt i 1908 da hun studerte disse stjernene i Small Magellanic Cloud, en liten galakse nær vår egen. Begrepet Cepheid-variabler kommer fra en av stjernene studert av Leavitt, kalt delta Cephei. Siden det var mulig å bestemme den faktiske lysstyrken til en Cepheid-variabel fra sin periode, var det også mulig å bestemme dens avstand fra det faktum at mengden lys som når Jorden, er omvendt proporsjonal med avstanden til kilden. Slike gjenstander med kjent lysstyrke er kjent som "standardlys."

Sammenligning av resultatene fra disse beregningene for Cepheid-variabler i vår egen galakse med avstander beregnet med parallaks bekreftet at metoden fungerte. Type I Cepheids er opptil 100 000 ganger så lys som solen. Dette betyr at de kan oppdages, ved hjelp av teleskoper basert på jorden, i andre galakser med opptil 13 millioner lysår unna. Hubble-romteleskopet var i stand til å oppdage disse stjernene i en avstand på 56 millioner lysår. Cepheid-variabler ga bekreftelse, tidlig på 1900-tallet, at universet strekker seg langt utover vår egen galakse, som bare var en av mange.

Disse stjernene ga også det første sterke beviset på at universet ekspanderer. I 1929 sammenlignet Edwin Hubble målinger av avstandene til et antall galakser, oppnådd ved bruk av Cepheid-variabler, og rødforskyvningsmålinger, som indikerte hvor raskt de gikk tilbake fra oss. Resultatene viste at hastighetene galaksene gikk tilbake med var proporsjonale med deres avstand, og førte til formuleringen av Hubbles lov.