Was sind Cepheid -Variablen?

In der Astronomie sind Cepheid -Variablen variable Sterne, deren Helligkeit über einen bestimmten Zeitraum auf charakteristische, regelmäßige Weise ändert.Normalerweise wird der äußere Druck der nuklearen Fusion in der Mitte eines Sterns durch den inneren Druck aufgrund der Schwerkraft des Sterns ausgeglichen und der Stern bleibt in einer konstanten Größe und Helligkeit.Variable Sterne durchlaufen einen Zyklus von Expansion und Kontraktion, der ihre Helligkeit beeinflusst.In Cepheid -Variablen nimmt die Länge des Zyklus mit der Helligkeit des Sterns auf vorhersehbare Weise zu, so dass Astronomen, wenn die Periode gemessen wirdes ist.Diese variablen Sterne sind ein wichtiges Instrument zur Messung der Entfernungen zu anderen Galaxien.

Es wird angenommen, dass diese Sterne aufgrund der Eigenschaften von Helium, die sie in großen Mengen enthalten, in einem regulären Zyklus ausdehnen und zusammenziehen.Wenn Helium vollständig ionisiert ist, ist es für elektromagnetische Strahlung weniger transparent, was dazu führt, dass es sich erhitzt und sich ausdehnt.Während es sich ausdehnt, kühlt es ab und wird weniger ionisiert und absorbiert weniger Wärme und Vertrag.Dies führt zu einem regelmäßigen Expansions- und Kontraktionsmuster mit parallele Helligkeitsschwankungen, die eine Periode von einem bis etwa 50 Tagen haben.Typ I oder klassische Cepheids sind relativ junge, hochleuchtende Sterne, die einen relativ großen Anteil schwererer Elemente enthalten, was darauf hinweist, dass sie in Regionen gebildet wurden, in denen diese Elemente durch die Supernova -Explosionen älterer Sterne erzeugt wurden.Typ -II -Cepheids sind ältere, weniger leuchtende Sterne, die in schweren Elementen gering sind.Es gibt auch anomale Cephide, die komplexere Zyklen und Zwerg -Cephide aufweisen.Klassische Cepheids sind aufgrund ihrer größeren Leuchtkraft und einfachen, regelmäßigen Zyklen für Astronomen nützlicher, um galaktische Abstände zu bestimmen.

Die regulären Variationen der Helligkeit und die feste Beziehung zwischen Helligkeit und Zykluslänge wurden vom Astronomen Henrietta LeaVitt 1908 als entdeckt, als er alsSie studierte diese Sterne in der kleinen magellanischen Wolke, einer kleinen Galaxie in der Nähe unserer eigenen.Der Begriff Cepheid -Variablen stammt von einem der von Leavitt, Delta Cephei, untersuchten Sterne.Da es möglich war, die tatsächliche Helligkeit einer Cepheid -Variablen aus ihrer Periode zu bestimmen, war es auch möglich, den Abstand von der Tatsache zu bestimmen, dass die Lichtmenge, die die Erde erreicht, umgekehrt proportional zum Abstand zur Quelle ist.Solche Objekte bekannter Helligkeit werden als „Standardkerzen“ bezeichnet.

Vergleich der Ergebnisse dieser Berechnungen für Cephid -Variablen in unserer eigenen Galaxie mit Entfernungen, die durch Parallax berechnet wurden, bestätigte, dass die Methode funktioniert hat.Typ I -Cepheids sind bis zu 100.000 Mal so hell wie die Sonne.Dies bedeutet, dass sie durch Teleskope auf der Erde in anderen Galaxien bis zu etwa 13 Millionen Lichtjahren erkannt werden können.Das Hubble -Weltraumteleskop war in der Lage, diese Sterne in einer Entfernung von 56 Millionen Lichtjahren zu erkennen.Die Cepheid -Variablen stellten Anfang des 20. Jahrhunderts eine Bestätigung vor, dass sich das Universum weit über unsere eigene Galaxie hinaus erstreckte, was nur einer von vielen war.

Diese Sterne lieferten auch den ersten starken Beweis dafür, dass das Universum expandierte.Im Jahr 1929 verglich Edwin Hubble die Messungen der Entfernungen mit einer Reihe von Galaxien, die unter Verwendung von Cephid -Variablen erhalten wurden, und Rotverschiebungsmessungen, die darauf hinwiesen, wie schnell sie von uns zurückgingen.Die Ergebnisse zeigten, dass die Geschwindigkeiten, bei denen die Galaxien zurückgingen, proportional zu ihrer Entfernung waren und zur Formulierung des Hubble -Gesetzes führten.