Sefeid Değişkenleri Nedir?

Gökbilimde, Sefeid değişkenleri parlaklığı belli bir süre boyunca karakteristik, düzenli bir şekilde değişen değişken yıldızlardır. Normalde, bir yıldızın merkezindeki nükleer füzyondan dışarı doğru basınç, yıldızın yerçekimi nedeniyle içe doğru basınçla dengelenir ve yıldız, sabit bir boyut ve parlaklıkta kalır. Değişken yıldızlar parlaklıklarını etkileyen bir genişleme ve büzülme döngüsünden geçer. Sefeid değişkenlerinde, döngünün uzunluğu tahmin edilebilir bir şekilde yıldızın parlaklığı ile artar, böylece dönem ölçüldüğünde gökbilimciler Sefeidin gerçek parlaklığını ve Dünya üzerindeki görünür parlaklığından ne kadar uzak olduğunu hesaplayabilirler. bu. Bu değişken yıldızlar, diğer galaksilere olan mesafeleri ölçmek için önemli bir araçtır.

Bu yıldızların, büyük miktarlarda içerdikleri helyum özellikleri nedeniyle düzenli bir döngüde genişlediği ve büzüldüğü düşünülmektedir. Helyum tamamen iyonize olduğunda, elektromanyetik radyasyona karşı daha az saydamdır ve ısınmasına ve genişlemesine neden olur. Genişledikçe soğur ve daha az iyonlaşır, daha az ısı emer ve büzülür. Bu, bir ila yaklaşık 50 gün arasında değişen bir süreye sahip, parlaklıktaki paralel farklılıklar ile düzenli bir genleşme ve daralma paterni ile sonuçlanır.

İki ana Sefeid değişkeni tipi vardır. Tip I veya Klasik Sefeidler, nispeten daha ağır elementler içeren nispeten genç, çok parlak yıldızlardır, bu elementlerin eski yıldızların süpernova patlamaları tarafından yaratıldığı bölgelerde oluştuğunu gösterir. Tip II Sefeidler ağır elementler bakımından düşük, yaşlı, daha az ışıklı yıldızlardır. Daha karmaşık döngüleri olan Anormal Sefeidler ve Cüce Sefeidler de vardır. Klasik Sefeidler, daha parlak olmaları ve basit, düzenli döngüleri nedeniyle, galaktik mesafeleri belirlemek için astronomlar için daha faydalıdır.

Parlaklıktaki düzenli değişimler ve parlaklık ve döngü uzunluğu arasındaki sabit ilişki 1908'de gökbilimci Henrietta Leavitt tarafından bu yıldızları kendimize yakın küçük bir galaksi olan Küçük Macellan Bulutu'nda okurken keşfetti. Cepheid değişkenleri terimi, Leavitt tarafından delta Cephei adı verilen çalışılan yıldızlardan birinden gelir. Bir Sefeid değişkeninin gerçek parlaklığını periyodundan belirlemek mümkün olduğu için, Dünya'ya ulaşan ışık miktarının kaynağa olan mesafe ile ters orantılı olduğu gerçeğinden uzaklığını belirlemek de mümkündü. Bilinen parlaklığa sahip bu tür nesneler “standart mumlar” olarak bilinir.

Kendi galaksimizdeki Sefeid değişkenleri için bu hesaplamaların sonuçlarının paralaks ile hesaplanan mesafelerle karşılaştırılması, yöntemin işe yaradığını doğruladı. Tip I Sefeidler, Güneş'in 100.000 katı kadardır. Bu, Dünya'ya dayanan teleskoplarla, yaklaşık 13 milyon ışıkyılı uzaklıktaki diğer galaksilerde algılanabilecekleri anlamına gelir. Hubble uzay teleskobu bu yıldızları 56 milyon ışıkyılı uzaklıkta tespit edebildi. Sefeid değişkenleri, 20. yüzyılın başlarında, evrenin kendi gökadamızın çok ötesine yayıldığının bir kanıtıydı.

Bu yıldızlar aynı zamanda evrenin genişlediğine dair ilk güçlü kanıtı sağladı. 1929'da Edwin Hubble, mesafelerin ölçümlerini, Sefeid değişkenleri kullanılarak elde edilen bir dizi galaksiyle ve bizden ne kadar hızlı çekildiklerini gösteren kırmızıya kayma ölçümleriyle karşılaştırdı. Sonuçlar, galaksilerin çekildiği hızların mesafeleri ile orantılı olduğunu ve Hubble Yasası'nın oluşumuna yol açtığını göstermiştir.