Co to są zmienne cefeida?

W astronomii zmienne Cefeida są zmiennymi gwiazdami, których jasność zmienia się w określonym okresie w charakterystyczny, regularny sposób. Zwykle presja zewnętrzna od fuzji jądrowej w środku gwiazdy jest równoważona przez ciśnienie wewnętrzne z powodu grawitacji gwiazdy, a gwiazda pozostaje w stałym rozmiarze i jasności. Zmienne gwiazdy przechodzą cykl ekspansji i skurczu, który wpływa na ich jasność. W zmiennych cefeidu długość cyklu wzrasta wraz z jasnością gwiazdy w przewidywalny sposób, tak że po mierzonym okresie astronomowie mogą powiedzieć rzeczywistą jasność cefeidu i z jego pozornej jasności na Ziemi, obliczyć, jaka jest odległość. Te zmienne gwiazdy są ważnym narzędziem do pomiaru odległości od innych galaktyk.

uważa się, że gwiazdy te rozszerzają się i kurczą w regularnym cyklu ze względu na właściwości helu, które zawierają w dużych ilościach. Gdy hel jest w pełni zjonizowany, jest mniej przezroczysty dla elektromagnetiC Promieniowanie, powodując, że nagrzewa się i rozszerza. Gdy się rozszerza, ochładza się i staje się mniej jonizowane, pochłaniając mniej ciepła i skurcz. Powoduje to regularny wzór ekspansji i skurczu, z równoległymi zmianami jasności, mając okres od jednego do około 50 dni.

Istnieją dwa główne typy zmiennych Cefeida. Typ I lub klasyczne cefeidy są stosunkowo młodymi, wysoce świetlnymi gwiazdami, zawierającymi stosunkowo dużą część cięższych elementów, co wskazuje, że utworzono one w regionach, w których elementy te zostały stworzone przez eksplozje supernowej starszych gwiazd. Cefeidy typu II są starsze, mniej świetliste gwiazdy, które są niskie w ciężkich elementach. Istnieją również anomalne cefeidy, które mają bardziej złożone cykle i cefeidy karłowate. Klasyczne cefeidy, ze względu na ich większą jasność i proste, regularne cykle, są bardziej przydatne dla astronomów do określania odległości galaktycznejes.

Regularne różnice w jasności i ustalonym związku między jasnością a długością cyklu zostały odkryte przez astronomkę Henrietty Leavitt w 1908 r., Kiedy studiowała te gwiazdy w małej chmurze magelllandzkiej, małej galaktyki zbliżonej do naszej. Termin zmienne Cefeida pochodzi z jednej z gwiazd badanych przez Leavitta, zwanego Delta Cefei. Ponieważ możliwe było określenie rzeczywistej jasności zmiennej Cefeida od jej okresu, możliwe było również określenie jego odległości od faktu, że ilość światła docierającego do Ziemi jest odwrotnie proporcjonalna do odległości do źródła. Takie obiekty znanej jasności są znane jako „Standardowe świece”.

Porównanie wyników tych obliczeń dla zmiennych Cefeida w naszej własnej galaktyce z odległościami obliczonymi przez Parallax potwierdziło, że metoda działała. Cefeidy typu I są do 100 000 razy więcej niż słońce. Oznacza to, że można je wykryć przez teleskopy oparte na ziemi, w innychGalaktyki do około 13 milionów lat świetlnych. Teleskop kosmiczny Hubble był w stanie wykryć te gwiazdy w odległości 56 milionów lat świetlnych. Zmienne Cefeida zapewniły potwierdzenie na początku XX wieku, że wszechświat wykraczał znacznie poza naszą własną galaktykę, która była tylko jedną z wielu.

Te gwiazdy dostarczyły również pierwszych mocnych dowodów na to, że wszechświat się rozwija. W 1929 r. Edwin Hubble porównał pomiary odległości do wielu galaktyk, uzyskanych przy użyciu zmiennych Cefeida i pomiarów przesunięcia ku czerwieni, które wskazywały na to, jak szybko się od nas oddzierały. Wyniki wykazały, że prędkości, przy czym galaktyki się cofały, były proporcjonalne do ich odległości i doprowadziły do ​​sformułowania prawa Hubble'a.