Vad är Cepheid-variabler?
I astronomi är Cepheid-variabler variabla stjärnor vars ljusstyrka förändras under en viss period på ett karakteristiskt, regelbundet sätt. Normalt balanseras utåttrycket från kärnfusion i en stjärns centrum av intryck på grund av stjärnens tyngdkraft och stjärnan förblir i konstant storlek och ljusstyrka. Variabla stjärnor genomgår en cykel av expansion och sammandragning som påverkar deras ljusstyrka. I Cepheid-variabler ökar cykelns längd med stjärnans ljusstyrka på ett förutsägbart sätt, så att när perioden mäts kan astronomer berätta Cepheids faktiska ljusstyrka och utifrån dess uppenbara ljusstyrka på jorden, beräkna hur avlägsen det är. Dessa variabla stjärnor är ett viktigt verktyg för att mäta avståndet till andra galaxer.
Det tros att dessa stjärnor expanderar och sammandras i en regelbunden cykel på grund av egenskaperna hos helium, som de innehåller i stora mängder. När helium är helt joniserat är det mindre transparent för elektromagnetisk strålning, vilket gör att den värms upp och expanderar. När den expanderar kyls den och blir mindre joniserad, absorberar mindre värme och drar sig samman. Detta resulterar i ett regelbundet expansions- och sammandragningsmönster, med parallella variationer i ljusstyrka, med en period som sträcker sig från en till cirka 50 dagar.
Det finns två huvudtyper av Cepheid-variabler. Typ I, eller klassiska Cepheider, är relativt unga, starkt lysande stjärnor, som innehåller en relativt stor andel tyngre element, vilket indikerar att de bildades i regioner där dessa element skapades av supernovaexplosionerna av äldre stjärnor. Cepheider av typ II är äldre, mindre ljusstjärnor som är låga i tunga element. Det finns också anomala Cepheider, som har mer komplexa cykler, och Dwarf Cepheids. Klassiska Cepheider, på grund av deras större ljusstyrka och enkla, regelbundna cykler, är mer användbara för astronomer för att bestämma galaktiska avstånd.
De regelbundna variationerna i ljusstyrka och det fasta förhållandet mellan ljusstyrka och cykellängd upptäcktes av astronomen Henrietta Leavitt 1908 när hon studerade dessa stjärnor i Small Magellanic Cloud, en liten galax nära vår egen. Termen Cepheid-variabler kommer från en av de stjärnor som studerats av Leavitt, kallad delta Cephei. Eftersom det var möjligt att bestämma den faktiska ljusstyrkan för en Cepheid-variabel från dess period, var det också möjligt att bestämma dess avstånd från det faktum att mängden ljus som når jorden är omvänt proportionell mot avståndet till källan. Sådana föremål med känd ljusstyrka kallas ”standardljus”.
Jämförelse av resultaten från dessa beräkningar för Cepheid-variabler inom vår egen galax med avstånd beräknade med parallax bekräftade att metoden fungerade. Cepheider av typ I är upp till 100 000 gånger så ljusa som solen. Detta innebär att de kan upptäckas, med teleskoper baserade på jorden, i andra galaxer upp till cirka 13 miljoner ljusår bort. Hubble rymdteleskopet kunde upptäcka dessa stjärnor på ett avstånd av 56 miljoner ljusår. Cepheid-variabler gav bekräftelse, tidigt på 1900-talet, att universum sträckte sig långt bortom vår egen galax, som bara var en av många.
Dessa stjärnor gav också det första starka beviset på att universum expanderar. År 1929 jämförde Edwin Hubble mätningar av avståndet till ett antal galaxer, erhållna med hjälp av Cepheid-variabler och rödförskjutningsmätningar, vilket indikerade hur snabbt de försvann från oss. Resultaten visade att hastigheterna där galaxerna avtog var proportionella mot deras avstånd och ledde till formuleringen av Hubbles lag.