Что такое переменные цефеиды?

В астрономии переменные цефеиды - это переменные звезды, яркость которых меняется в течение определенного периода характерным, регулярным образом. Обычно, внешнее давление от ядерного синтеза в центре звезды уравновешивается внутренним давлением из-за силы тяжести звезды, и звезда остается с постоянным размером и яркостью. Переменные звезды проходят цикл расширения и сжатия, который влияет на их яркость. В переменных цефеид, длина цикла увеличивается с яркостью звезды предсказуемым образом, поэтому, когда период измеряется, астрономы могут определить фактическую яркость цефеиды и, исходя из ее кажущейся яркости на Земле, вычислить, как далеко это. Эти переменные звезды являются важным инструментом для измерения расстояний до других галактик.

Считается, что эти звезды расширяются и сжимаются в регулярном цикле из-за свойств гелия, которые они содержат в больших количествах. Когда гелий полностью ионизирован, он становится менее прозрачным для электромагнитного излучения, что приводит к его нагреву и расширению. По мере расширения он охлаждается и становится менее ионизированным, поглощая меньше тепла и сжимаясь. Это приводит к регулярной схеме расширения и сжатия с параллельными изменениями яркости, имеющими период в диапазоне от одного до примерно 50 дней.

Существует два основных типа переменных Cepheid. Тип I, или Классические Цефеиды, являются относительно молодыми, очень светящимися звездами, содержащими относительно большую долю более тяжелых элементов, что указывает на то, что они образовались в регионах, где эти элементы были созданы в результате взрывов сверхновых звезд более старых звезд. Цефеиды типа II - это более старые, менее светящиеся звезды с низким содержанием тяжелых элементов. Есть также аномальные цефеиды, которые имеют более сложные циклы, и карликовые цефеиды. Классические цефеиды из-за их большей светимости и простых регулярных циклов более полезны для астрономов для определения галактических расстояний.

Регулярные изменения яркости и фиксированная связь между яркостью и длиной цикла были открыты астрономом Генриеттой Ливитт в 1908 году, когда она изучала эти звезды в Малом Магеллановом Облаке, маленькой галактике, близкой к нашей. Термин «переменные цефеиды» происходит от одной из звезд, изученных Ливиттом, которая называется дельта Цефея. Поскольку было возможно определить фактическую яркость переменной цефеиды по ее периоду, также можно было определить ее расстояние от того факта, что количество света, достигающего Земли, обратно пропорционально расстоянию до источника. Такие объекты известной яркости известны как «стандартные свечи».

Сравнение результатов этих расчетов для переменных Цефеиды в нашей собственной галактике с расстояниями, рассчитанными с помощью параллакса, подтвердило, что метод работал. Цефеиды типа I в 100 000 раз ярче Солнца. Это означает, что они могут быть обнаружены телескопами на Земле в других галактиках на расстоянии около 13 миллионов световых лет. Космический телескоп Хаббл смог обнаружить эти звезды на расстоянии 56 миллионов световых лет. Переменные цефеиды в начале 20-го века подтвердили, что Вселенная вышла далеко за пределы нашей собственной галактики, которая была лишь одной из многих.

Эти звезды также явились первым убедительным доказательством расширения Вселенной. В 1929 году Эдвин Хаббл сравнил измерения расстояний до ряда галактик, полученные с использованием переменных цефеид, и измерения красного смещения, которые показали, насколько быстро они удаляются от нас. Результаты показали, что скорости, при которых галактики отступали, были пропорциональны их расстоянию и привели к формулировке закона Хаббла.