Universum är ett riktigt, riktigt stort ställe . Vi pratar...omärkligt stort! Faktum är att, baserat på decennier värda av observationer, tror astronomer nu att det observerbara universum mäter cirka 46 miljarder ljusår i diameter. Nyckelordet finnsmärkbar,för när du tar hänsyn till det som vi inte kan se, tror forskare att det faktiskt är mer som 92 miljarder ljusår i diameter.
Det svåraste i allt detta är att göra exakta mätningar av de inblandade avstånden. Men sedan den moderna astronomi föddes har allt mer exakta metoder utvecklats. Bortsett från rödförskjutning och att undersöka ljuset som kommer från avlägsna stjärnor och galaxer, litar astronomer också på en klass av stjärnor som kallas Cepheid Variables (CV) för att bestämma avståndet för objekt inom och bortom vår galax.
Definition:
Variabla stjärnor är i huvudsak stjärnor som upplever fluktuationer i sin ljusstyrka (aka. absolut ljusstyrka). Cepheidvariabler är en speciell typ av variabla stjärnor genom att de är heta och massiva – fem till tjugo gånger så stor massa som vår sol – och är kända för sin tendens att pulsera radiellt och variera i både diameter och temperatur.
Dessutom är dessa pulsationer direkt relaterade till deras absoluta ljusstyrka, som inträffar inom väldefinierade och förutsägbara tidsperioder (från 1 till 100 dagar). När den plottas som ett förhållande mellan magnitud och period, liknar formen på Cephiadens ljusstyrka kurvan för en 'hajfena' - gör dess plötsliga uppgång och topp, följt av en stadigare nedgång.
Namnet kommer från Delta Cephei, en variabel stjärna i Cepheus-konstellationen som var den första CV som identifierades. Analys av denna stjärnas spektrum tyder på att CV:er också genomgår förändringar i termer av temperatur (mellan 5500 - 66oo K) och diameter (~15%) under en pulsationsperiod.
Användning inom astronomi:
Förhållandet mellan variabilitetsperioden och ljusstyrkan hos CV-stjärnor gör dem mycket användbara för att bestämma avståndet mellan objekt i vårt universum. När perioden väl har mätts kan ljusstyrkan bestämmas, vilket ger korrekta uppskattningar av stjärnans avstånd med avståndsmodulekvationen.
Denna ekvation säger att:m-M= 5 logd– 5 – varmär objektets skenbara storlek,Mär objektets absoluta storlek, ochdär avståndet till objektet i parsecs. Cepheidvariabler kan ses och mätas på ett avstånd av cirka 20 miljoner ljusår, jämfört med ett maximalt avstånd på cirka 65 ljusår för jordbaserade parallaxmätningar och drygt 326 ljusår för ESA Hipparcos uppdrag .
Kalibrerat period-luminositetsförhållande för cepheider. Kredit: NASA
Eftersom de är ljusa och tydligt kan ses miljoner ljusår bort, kan de lätt särskiljas från andra ljusa stjärnor i deras närhet. I kombination med förhållandet mellan deras variation och ljusstyrka gör detta dem till mycket användbara verktyg för att härleda storleken och skalan på vårt universum.
Klasser:
Cepheidvariabler är indelade i två underklasser – klassiska cepheider och typ II-cephider – baserat på skillnader i deras massor, åldrar och evolutionära historia. Klassiska cepeider är Befolkning I (metallrika) variabla stjärnor som är 4-20 gånger mer massiva än solen och upp till 100 000 gånger mer lysande. De genomgår pulsationer med mycket regelbundna mens i storleksordningen dagar till månader.
Dessa cepheider är typiskt gula ljusa jättar och superjättar (spektralklass F6 – K2) och de upplever radieförändringar i miljontals kilometer under en pulsationscykel. Klassiska cepheider används för att bestämma avstånd till galaxer inom Lokal grupp och bortom, och är ett sätt genom vilket Hubble Constant kan fastställas (se nedan).
Typ II Cepheider är Befolkning II (metallfattiga) variabla stjärnor som pulserar med perioder på vanligtvis mellan 1 och 50 dagar. Cepheider av typ II är också äldre stjärnor (~10 miljarder år) som har ungefär hälften av vår sols massa.
Cepheider av typ II är också indelade baserat på deras period i underklasserna BL Her, W Virginis och RV Tauri (uppkallade efter specifika exempel) – som har perioder på 1-4 dagar, 10-20 dagar respektive mer än 20 dagar. . Typ II Cepheider används för att fastställa avståndet till Galactic Center , klothopar och närliggande galaxer.
Det finns också de som inte passar in i någon av kategorierna, som är kända som anomala cepheider. Dessa variabler har perioder på mindre än 2 dagar (liknande RR Lyrae) men har högre ljusstyrka. De har också högre massor än Cepheider av typ II och har okänd ålder.
En liten del av Cepheidvariabler har också observerats som pulserar i två lägen samtidigt, därav namnet Double-mode Cepheider. Ett mycket litet antal pulserar i tre lägen, eller en ovanlig kombination av lägen.
Observationshistorik:
Den första Cepheid-variabeln som upptäcktes var Eta Aquilae, som observerades den 10 september 1784 av den engelske astronomen Edward Pigott. Delta Cephei, som denna klass av stjärna är uppkallad efter, upptäcktes några månader senare av den engelske amatörastronomen John Goodricke.
Hubble-bild av variabla stjärnan RS Puppis, en av de ljusaste kända Cepheid-variabelstjärnorna i Vintergatans galax. Kredit: NASA/ESA/Hubble Heritage Team
1908, under en undersökning av variabla stjärnor i de magellanska molnen, upptäckte den amerikanska astronomen Henrietta Swan Leavitt sambandet mellan perioden och ljusstyrkan hos klassiska cepheider. Efter att ha registrerat perioderna av 25 olika variabler stjärnor publicerade hon sina resultat 1912.
Under de följande åren skulle ytterligare flera astronomer forska om cepheider. År 1925 kunde Edwin Hubble fastställa avståndet mellan Vintergatan och den Andromeda galaxen baserat på Cepheidvariabler inom de senare. Dessa fynd var avgörande, eftersom de avgjorde Bra debatt , där astronomer försökte fastställa huruvida Vintergatan var unik eller inte, eller en av många galaxer i universum.
Genom att mäta avståndet mellan Vintergatan och flera andra galaxer, och kombinera det med Vesto Sliphers mätningar av deras rödförskjutning , Hubble och Milton L. Humason kunde formulera Hubbles lag. Kort sagt, de kunde bevisa att universum är i ett tillstånd av expansion, något som hade föreslagits år tidigare.
Ytterligare utvecklingar under 1900-talet inkluderade att dela upp cepeider i olika klasser, vilket hjälpte till att lösa problem med att bestämma astronomiska avstånd. Detta gjordes till stor del av Walter Baade, som på 1940-talet insåg skillnaden mellan klassiska och typ II-cefeider baserat på deras storlek, ålder och ljusstyrka.
Begränsningar:
Trots deras värde för att bestämma astronomiska avstånd finns det vissa begränsningar med denna metod. Främst bland dem är det faktum att med typ II-cefeider kan förhållandet mellan period och ljusstyrka påverkas av deras lägre metallicitet, fotometriska kontaminering och den föränderliga och okända effekten som gas och damm har på ljuset de avger ( stellar utrotning ).
Dessa olösta problem har resulterat i att olika värden har citerats för Hubbles konstant – som sträcker sig mellan 60 km/s per 1 miljon parsecs (Mpc) och 80 km/s/Mpc. Att lösa denna diskrepans är ett av de största problemen i modern kosmologi, eftersom universums verkliga storlek och expansionshastighet är sammanlänkade.
Förbättringar i instrumentering och metodik ökar dock noggrannheten med vilken Cepheidvariabler observeras. Med tiden hoppas man att observationer av dessa nyfikna och unika stjärnor kommer att ge verkligt korrekta värden, och därmed avlägsna en viktig källa till tvivel om vår förståelse av universum.
Vi har skrivit många intressanta artiklar om Cepheidvariabler här på Universe Today. Här är Astronomer hittar ett nytt sätt att mäta kosmiska avstånd , Astronomer använder ljuseko för att mäta avståndet till en stjärna , och Astronomer närmar sig mörk energi med raffinerad Hubble Constant .
Astronomy Cast har ett intressant avsnitt som förklarar skillnaderna mellan Population I och II stjärnor – Avsnitt 75: Stellar Populations .
Källor: