Cepheid -variabel - Cepheid variable

RS Puppis , en av de ljusaste kända Cepheid -variabla stjärnorna i Vintergatans galax
( Hubble Space Telescope )

En Cepheid variabel ( / s ɛ f Î ɪ d , s jag f Î ɪ d / ) är en typ av stjärna som pulserar radiellt , som varierar i både diameter och temperatur och producera förändringar i ljusstyrka med en väldefinierad stabil period och amplitud.

Ett starkt direkt samband mellan en Cepheid -variabels ljusstyrka och pulsationsperiod etablerade Cepheids som viktiga indikatorer på kosmiska riktmärken för skalning av galaktiska och extragalaktiska avstånd . Denna robusta egenskap hos klassiska cepheider upptäcktes 1908 av Henrietta Swan Leavitt efter att ha studerat tusentals variabla stjärnor i Magellanska molnen . Denna upptäckt gör att man kan känna den sanna ljusstyrkan hos en Cepheid genom att helt enkelt observera dess pulseringsperiod. Detta gör det i sin tur möjligt att bestämma avståndet till stjärnan genom att jämföra dess kända ljusstyrka med dess observerade ljusstyrka.

Termen Cepheid härstammar från Delta Cephei i stjärnbilden Cepheus , identifierad av John Goodricke 1784, den första i sin typ som identifierades så.

Pulsationens mekanik som värmemotor föreslogs 1917 av Arthur Stanley Eddington (som skrev långt om dynamiken hos Cepheids), men det var först 1953 som SA Zhevakin identifierade joniserat helium som en trolig ventil för motorn.

Historia

Periodens ljusstyrka kurvor för klassiska och typ II Cepheids

Den 10 september 1784 upptäckte Edward Pigott variabiliteten hos Eta Aquilae , den första kända representanten för klassen klassiska Cepheid -variabler. Den eponymiska stjärnan för klassiska cepheider, Delta Cephei , upptäcktes vara variabel av John Goodricke några månader senare. Antalet liknande variabler växte till flera dussin i slutet av 1800 -talet, och de kallades för en klass som Cepheids. De flesta cepheiderna var kända från de distinkta ljuskurvformerna med den snabba ökningen av ljusstyrka och en puckel, men några med mer symmetriska ljuskurvor var kända som Geminids efter prototypen ζ Geminorum .

Ett samband mellan perioden och ljusstyrkan för klassiska cepheider upptäcktes 1908 av Henrietta Swan Leavitt i en undersökning av tusentals variabla stjärnor i Magellanska molnen . Hon publicerade det 1912 med ytterligare bevis.

År 1913 försökte Ejnar Hertzsprung hitta avstånd till 13 cepheider med hjälp av deras rörelse genom himlen. (Hans resultat skulle senare kräva översyn.) År 1918 använde Harlow Shapley Cepheids för att sätta initiala begränsningar på Vintergatans storlek och form och placeringen av vår sol i den. År 1924 fastställde Edwin Hubble avståndet till klassiska Cepheid -variabler i Andromedagalaxen , fram till dess känd som "Andromeda -nebulosan " och visade att dessa variabler inte var medlemmar i Vintergatan. Hubbles upptäckt löste frågan i " Stora debatten " om huruvida Vintergatan representerade hela universum eller bara var en av många galaxer i universum.

År 1929 formulerade Hubble och Milton L. Humason det som nu kallas Hubbles lag genom att kombinera cepheidavstånd till flera galaxer med Vesto Slifers mätningar av den hastighet med vilken dessa galaxer avtar från oss. De upptäckte att universum expanderar och bekräftar teorierna om Georges Lemaître .

Illustration av Cepheidvariabler (röda prickar) i mitten av Vintergatan

I mitten av 1900 -talet löstes betydande problem med den astronomiska avståndsskalan genom att dela Cepheiderna i olika klasser med mycket olika egenskaper. På 1940 -talet kände Walter Baade igen två separata populationer av Cepheids (klassisk och typ II). Klassiska Cepheids är yngre och mer massiva population I -stjärnor, medan typ II Cepheids är äldre, svagare Population II -stjärnor. Klassiska Cepheids och Cepheids av typ II följer olika förhållanden mellan period och ljusstyrka. Ljusstyrkan för typ II Cepheids är i genomsnitt mindre än klassiska Cepheids med cirka 1,5 magnitud (men fortfarande ljusare än RR Lyrae -stjärnor). Baades banbrytande upptäckt ledde till en tvåfaldig ökning av avståndet till M31 och den extragalaktiska avståndsskalan. RR Lyrae -stjärnor, då kända som Cluster Variables, erkändes ganska tidigt som en separat variabelklass, delvis på grund av deras korta perioder.

Pulsationens mekanik som värmemotor föreslogs 1917 av Arthur Stanley Eddington (som skrev långt om dynamiken hos Cepheids), men det var först 1953 som SA Zhevakin identifierade joniserat helium som en trolig ventil för motorn.

Klasser

Cepheidvariabler är indelade i två underklasser som uppvisar markant olika massor, åldrar och evolutionära historier: klassiska Cepheids och typ II Cepheids . Delta Scuti-variabler är stjärnor av A-typ på eller nära huvudsekvensen i den nedre änden av instabilitetsremsan och kallades ursprungligen för dvärgcepheider. RR Lyrae -variabler har korta perioder och ligger på instabilitetsremsan där den korsar den horisontella grenen . Delta Scuti -variabler och RR Lyrae -variabler behandlas i allmänhet inte med Cepheid -variabler även om deras pulsationer härrör från samma heliumjoniseringskappa -mekanism .

Klassiska cepheider

Ljuskurva för Delta Cephei , prototypen för klassiska cepheider, som visar de regelbundna variationerna som produceras av inneboende stjärnpulsationer

Klassiska Cepheids (även känd som Population I Cepheids, typ I Cepheids eller Delta Cepheid -variabler) genomgår pulsationer med mycket regelbundna perioder i storleksordningen dagar till månader. Klassiska cepheider är variabla populationer I som är 4–20 gånger mer massiva än solen och upp till 100 000 gånger mer lysande. Dessa Cepheids är gula ljusa jättar och superjättar i spektralklass F6-K2 och deras radier ändras med (~ 25% för den längre perioden I Carinae ) miljoner kilometer under en pulsationscykel.

Klassiska cepheider används för att bestämma avstånd till galaxer inom den lokala gruppen och bortom, och är ett sätt på vilket Hubble -konstanten kan fastställas. Klassiska cepheider har också använts för att klargöra många egenskaper hos vår galax, till exempel solens höjd ovanför det galaktiska planet och galaxens lokala spiralstruktur.

En grupp klassiska cepheider med små amplituder och sinusformade ljuskurvor skiljs ofta ut som Small Amplitude Cepheids eller s-Cepheids, många av dem pulserar i den första övertonen.

Typ II Cepheids

Ljuskurva för κ Pavonis , en typ II -cepheid, inspelad av NASAs Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS)

Typ II Cepheids (även kallad Population II Cepheids) är variabla stjärnor i population II som pulserar med perioder som normalt är mellan 1 och 50 dagar. Typ II Cepheids är vanligtvis metallfattiga , gamla (~ 10 Gyr), lågmassa föremål (~ halva solens massa). Typ II Cepheids är indelade i flera undergrupper efter period. Stjärnor med perioder mellan 1 och 4 dagar hör till BL Her -underklassen , 10–20 dagar tillhör W Virginis -underklassen och stjärnor med perioder större än 20 dagar tillhör RV Tauri -underklassen .

Typ II Cepheids används för att fastställa avståndet till Galactic Center , globulära kluster och galaxer .

Anomala Cepheids

En grupp pulserande stjärnor på instabilitetsremsan har perioder på mindre än 2 dagar, liknande RR Lyrae -variabler men med högre ljusstyrka. Anomala Cepheid -variabler har massor högre än typ II Cepheids, RR Lyrae -variabler och vår sol. Det är oklart om de är unga stjärnor på en "bakåtvänd" horisontell gren, blå strängare som bildas genom massöverföring i binära system eller en blandning av båda.

Dubbelläge Cepheids

En liten andel av Cepheid -variablerna har observerats pulsera i två lägen samtidigt, vanligtvis den grundläggande och första övertonen, ibland den andra övertonen. Ett mycket litet antal pulserar i tre lägen, eller en ovanlig kombination av lägen inklusive högre övertoner.

Osäkerheter i Cepheid bestämde avstånd

De främsta bland osäkerheterna kopplade till den klassiska Cepheid-avståndsskalan av typ II är: förhållandet mellan periodens ljusstyrka i olika passband , metallicitetens inverkan på både nollpunkten och lutningen för dessa relationer och effekterna av fotometrisk kontaminering (blandning) och en föränderlig (typiskt okänd) utrotningslag om Cepheidavstånd. Alla dessa ämnen diskuteras aktivt i litteraturen.

Dessa olösta frågor har resulterat i citerade värden för Hubble -konstanten (fastställd från klassisk cepheid) mellan 60 km/s/Mpc och 80 km/s/Mpc. Att lösa denna avvikelse är ett av de främsta problemen inom astronomi eftersom universums kosmologiska parametrar kan begränsas genom att tillhandahålla ett exakt värde för Hubble -konstanten. Osäkerheter har minskat med åren, bland annat på grund av upptäckter som RS Puppis .

Delta Cephei är också av särskild betydelse som en kalibrator av förhållandet mellan Cepheid-periodens ljusstyrka eftersom avståndet är bland de mest exakt fastställda för en Cepheid, delvis för att det är medlem i ett stjärnkluster och tillgängligheten av exakt Hubble-rymdteleskop / Hipparcos parallaxer. Avståndsmätningarnas noggrannhet till Cepheidvariabler och andra kroppar inom 7500 ljusår förbättras avsevärt genom att kombinera bilder från Hubble med sex månaders mellanrum när jorden och Hubble är på motsatta sidor av solen.

Pulsationsmodell

Den accepterade förklaringen för pulseringen av Cepheids kallas Eddington-ventilen, eller " κ-mekanismen ", där den grekiska bokstaven κ (kappa) är den vanliga symbolen för gasens opacitet.

Helium är den gas som anses vara mest aktiv i processen. Dubbelt joniserad helium (helium, vars atomer saknas både elektroner) är mer opak än var för sig jonis helium. Ju mer helium värms upp, desto mer joniseras det. Vid den dimmaste delen av en Cepheids cykel är den joniserade gasen i stjärnans yttre lager ogenomskinlig och värms upp av stjärnans strålning och på grund av den ökade temperaturen börjar expandera. När den expanderar svalnar den och blir mindre joniserad och därför mer transparent, så att strålningen kan släppa ut. Sedan stannar expansionen och vänder på grund av stjärnans dragningskraft. Processen upprepas sedan.

År 1879 visade August Ritter (1826–1908) att den adiabatiska radiella pulsationsperioden för en homogen sfär är relaterad till dess ytvikt och radie genom relationen:

${\ displaystyle T = k \, {\ sqrt {\ frac {R} {g}}}}$

där k är en proportionalitetskonstant. Nu, eftersom ytvikten är relaterad till sfärmassan och radien genom förhållandet:

${\ displaystyle g = k '{\ frac {M} {R^{2}}} = k' {\ frac {RM} {R^{3}}} = k'R \ rho}$

man får äntligen:

${\ displaystyle T {\ sqrt {\ rho}} = Q}$

där Q är en konstant, kallad pulsationskonstant.

Exempel

• Klassiska Cepheids inkluderar: Eta Aquilae , Zeta Geminorum , Beta Doradus , RT Aurigae , Polaris , samt Delta Cephei .
• Typ II Cepheids inkluderar: W Virginis och BL Herculis .
• Anomala Cepheids inkluderar: XZ Ceti (övertonspulsationsläge) och BL Boötis .

Se lista

• Lista över stjärnor i Puppis

Referenser

externa länkar

• McMaster Cepheid Photometry and Radial Velocity Data Archive
• American Association of Variable Star Observers
• Stjärnpulsationsteori - Regelbunden kontra oregelbunden variation
• Undersökning av Warszawas universitet vid Las Campanas-observatoriet : OGLE-III ( Optical Gravitational Lensing Experiment ) Variable Stars-katalogwebbplats
• David Dunlap Observatory vid Toronto University : Galactic Classical Cepheids database