Jakie są zmienne cefeidowe?
W astronomii zmienne Cefeida są gwiazdami zmiennymi, których jasność zmienia się w pewnym okresie w charakterystyczny, regularny sposób. Zwykle ciśnienie zewnętrzne z fuzji jądrowej w centrum gwiazdy jest równoważone ciśnieniem wewnętrznym spowodowanym grawitacją gwiazdy, a gwiazda pozostaje w stałym rozmiarze i jasności. Gwiazdy zmienne przechodzą cykl rozszerzania się i kurczenia, który wpływa na ich jasność. W zmiennych cefeidowych długość cyklu zwiększa się wraz z jasnością gwiazdy w przewidywalny sposób, dzięki czemu podczas pomiaru okresu astronomowie mogą określić rzeczywistą jasność cefeidy, a na podstawie jej pozornej jasności na Ziemi obliczyć, jak daleko to jest. Te gwiazdy zmienne są ważnym narzędziem do pomiaru odległości do innych galaktyk.
Uważa się, że gwiazdy te rozszerzają się i kurczą w regularnym cyklu ze względu na właściwości helu, które zawierają w dużych ilościach. Kiedy hel jest w pełni zjonizowany, jest mniej przezroczysty dla promieniowania elektromagnetycznego, powodując jego podgrzanie i rozszerzenie. W miarę rozszerzania stygnie i staje się mniej zjonizowany, pochłaniając mniej ciepła i kurcząc się. Powoduje to regularny wzorzec rozszerzania się i kurczenia, z równoległymi zmianami jasności, z okresem od jednego do około 50 dni.
Istnieją dwa główne typy zmiennych Cefeid. Typ I, lub klasyczne cefeidy, są stosunkowo młodymi, bardzo świecącymi gwiazdami, zawierającymi stosunkowo duży odsetek cięższych pierwiastków, co wskazuje, że powstały w regionach, w których pierwiastki te powstały w wyniku wybuchów supernowych przez starsze gwiazdy. Cefeidy typu II to starsze, mniej świecące gwiazdy o niskiej zawartości ciężkich pierwiastków. Istnieją również anomalne cefeidy, które mają bardziej złożone cykle, oraz karłowate cefeidy. Klasyczne cefeidy, ze względu na ich większą jasność i proste, regularne cykle, są bardziej przydatne dla astronomów do określania odległości galaktycznych.
Regularne zmiany jasności i ustalony związek między jasnością a długością cyklu odkryła astronom Henrietta Leavitt w 1908 r., Kiedy badała te gwiazdy w Małym Obłoku Magellana, małej galaktyce zbliżonej do naszej. Termin zmienne cefeidowe pochodzi od jednej z gwiazd badanych przez Leavitta, zwanej delta Cephei. Ponieważ możliwe było określenie rzeczywistej jasności zmiennej cefeidalnej na podstawie jej okresu, możliwe było również określenie jej odległości od faktu, że ilość światła docierającego do Ziemi jest odwrotnie proporcjonalna do odległości do źródła. Takie obiekty o znanej jasności są znane jako „standardowe świece”.
Porównanie wyników tych obliczeń dla zmiennych cefeidów w naszej własnej galaktyce z odległościami obliczonymi przez paralaksę potwierdziło, że metoda zadziałała. Cefeidy typu I są do 100 000 razy jaśniejsze niż Słońce. Oznacza to, że można je wykryć za pomocą teleskopów opartych na Ziemi w innych galaktykach w odległości do około 13 milionów lat świetlnych. Teleskop kosmiczny Hubble'a był w stanie wykryć te gwiazdy w odległości 56 milionów lat świetlnych. Zmienne cefeidalne potwierdziły na początku XX wieku, że wszechświat rozciągał się daleko poza naszą własną galaktykę, która była tylko jedną z wielu.
Te gwiazdy były również pierwszym mocnym dowodem na to, że wszechświat się rozszerza. W 1929 r. Edwin Hubble porównał pomiary odległości do szeregu galaktyk, uzyskane za pomocą zmiennych Cefeid, oraz pomiary przesunięcia ku czerwieni, które wskazały, jak szybko oddalały się od nas. Wyniki pokazały, że prędkości, z którymi galaktyki się zmniejszały, były proporcjonalne do ich odległości i doprowadziły do sformułowania prawa Hubble'a.