Cepheid proměnná - Cepheid variable

RS Puppis , jeden z nejjasnějších známých Cepheid proměnných hvězd v Mléčné dráze galaxie
( Hubble Space Telescope )

Cepheid proměnné ( / s ɛ f jsem ɪ d , s já f jsem ɪ d / ) je typ hvězdy , které pulzuje radiálně , které se liší jak v průměru a teploty a produkci změny jasu s dobře definovanou stabilní období a amplituda.

Silný přímý vztah mezi světelností a pulzací proměnné cefeidy stanovil cefeidy jako důležité ukazatele kosmických měřítek pro škálování galaktických a extragalaktických vzdáleností . Tuto robustní charakteristiku klasických cefeidů objevila v roce 1908 Henrietta Swan Leavittová po studiu tisíců proměnných hvězd v Magellanově mračnu . Tento objev umožňuje člověku poznat skutečnou svítivost cefeidy pouhým pozorováním její pulzační periody. To zase umožňuje určit vzdálenost od hvězdy porovnáním její známé svítivosti s pozorovanou jasností.

Termín Cepheid pochází z Delta Cephei v souhvězdí Cepheus , které identifikoval John Goodricke v roce 1784, první svého druhu, který byl takto identifikován.

Mechaniku pulzace jako tepelného motoru navrhl v roce 1917 Arthur Stanley Eddington (který dlouze psal o dynamice cefeidů), ale teprve v roce 1953 SA Zhevakin identifikoval ionizované helium jako pravděpodobný ventil pro motor.

Dějiny

Křivky dobové svítivosti klasických cefeidů a typu II

10. září 1784 zjistil Edward Pigott variabilitu Ety Aquilae , prvního známého zástupce třídy klasických cefeidních proměnných. Stejnojmennou hvězdu pro klasické cefeidy, Delta Cephei , objevil o několik měsíců později John Goodricke jako proměnnou . Počet podobných proměnných vzrostl na několik desítek do konce 19. století a byly označovány jako třída jako cefeidy. Většina cefeidů byla známá z výrazných tvarů světelných křivek s rychlým nárůstem jasu a hrbem, ale některé se symetrickějšími světelnými křivkami byly po prototypu ζ Geminorum známé jako Geminidy .

Vztah mezi obdobím a svítivostí pro klasické cefeidy objevila v roce 1908 Henrietta Swan Leavittová při zkoumání tisíců proměnných hvězd v Magellanově mračnu . Vydala ji v roce 1912 s dalšími důkazy.

V roce 1913 se Ejnar Hertzsprung pokusil pomocí svého pohybu po obloze najít vzdálenosti 13 cefeidů. (Jeho výsledky by později vyžadovaly revizi.) V roce 1918 použila Harlow Shapleyová cefeidy k umístění počátečních omezení velikosti a tvaru Mléčné dráhy a umístění našeho Slunce v ní. V roce 1924 stanovil Edwin Hubble vzdálenost ke klasickým proměnným Cepheid v galaxii Andromeda , do té doby známých jako „ mlhovina Andromeda “, a ukázal, že tyto proměnné nebyly členy Mléčné dráhy. Hubbleův nález vyřešil otázku nastolenou ve „ Velké debatě “, zda Mléčná dráha reprezentuje celý vesmír, nebo je pouze jednou z mnoha galaxií ve vesmíru.

V roce 1929 Hubble a Milton L. Humason formulovali to, co je nyní známé jako Hubblův zákon , spojením vzdáleností Cepheid do několika galaxií s měřením rychlosti Vesto Sliphera o rychlosti, kterou od nás tyto galaxie ustupují. Zjistili, že vesmír se rozpíná , což potvrdilo teorie Georgese Lemaîtra .

Ilustrace proměnných Cepheid (červené tečky) ve středu Mléčné dráhy

V polovině 20. století byly významné problémy s astronomickou vzdáleností vyřešeny rozdělením cefeidů do různých tříd s velmi odlišnými vlastnostmi. Ve čtyřicátých letech poznal Walter Baade dvě oddělené populace cefeidů (klasické a typu II). Klasické cefeidy jsou mladší a hmotnější hvězdy populace I, zatímco cefeidy typu II jsou starší, slabší hvězdy populace II. Klasické cefeidy a cefeidy typu II sledují různé vztahy mezi periodou a svítivostí. Světelnost cefeidů typu II je v průměru menší než klasické cefeidy asi o 1,5 magnitudy (ale stále jasnější než hvězdy RR Lyrae). Baadův klíčový objev vedl k dvojnásobnému zvýšení vzdálenosti k M31 a extragalaktické vzdálenosti. Hvězdy RR Lyrae, tehdy známé jako Cluster Variables, byly uznány poměrně brzy jako samostatná třída proměnných, částečně kvůli jejich krátkým obdobím.

Mechaniku pulzace jako tepelného motoru navrhl v roce 1917 Arthur Stanley Eddington (který dlouze psal o dynamice cefeidů), ale teprve v roce 1953 SA Zhevakin identifikoval ionizované helium jako pravděpodobný ventil pro motor.

Třídy

Proměnné cefeidy jsou rozděleny do dvou podtříd, které vykazují výrazně odlišné hmotnosti, stáří a evoluční historii: klasické cefeidy a cefeidy typu II . Proměnné Delta Scuti jsou hvězdy typu A na nebo v blízkosti hlavní sekvence na dolním konci pásu nestability a původně byly označovány jako trpasličí cefeidy. Proměnné RR Lyrae mají krátká období a leží na pásu nestability, kde protíná horizontální větev . Proměnné Delta Scuti a RR Lyrae nejsou obecně ošetřovány proměnnými Cepheid, i když jejich pulzace mají stejný mechanismus kappa ionizační helium .

Klasické cefeidy

Světelná křivka z Delta Cephei , prototypu klasických cefeid, ukazující běžné varianty produkovány vnitřní hvězdné pulzace

Klasické cefeidy (známé také jako proměnné populace I cefeidy, cefeidy typu I nebo delta cefeidy) procházejí pulzacemi s velmi pravidelnou periodou v řádu dnů až měsíců. Klasické cefeidy jsou proměnné hvězdy populace I, které jsou 4–20krát hmotnější než Slunce a až 100 000krát svítivější. Tyto cefeidy jsou žluté jasné obry a superobry spektrální třídy F6-K2 a jejich poloměry se během pulzačního cyklu mění o (~ 25% pro delší období I Carinae ) o miliony kilometrů.

Klasické cefeidy se používají ke stanovení vzdáleností ke galaxiím v rámci místní skupiny i mimo ni a jsou prostředkem, pomocí kterého lze stanovit Hubblovu konstantu . Klasické cefeidy byly také použity k objasnění mnoha charakteristik naší galaxie, jako je výška Slunce nad galaktickou rovinou a místní spirální struktura Galaxie.

Skupina klasických cefeidů s malými amplitudami a sinusovými světelnými křivkami se často odděluje jako cefeidy s malou amplitudou nebo s-cefeidy, z nichž mnohé pulzují v prvním podtónu.

Cefeidy typu II

Světelná křivka κ Pavonis , cepheidu typu II, zaznamenaná satelitem NASA Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS)

Cepheidy typu II (také nazývané Cepheids populace II ) jsou proměnné hvězdy populace II, které pulzují s periodami typicky mezi 1 a 50 dny. Cepheidy typu II jsou typicky kovové, chudé, staré (~ 10 Gyr), objekty s nízkou hmotností (~ polovina hmotnosti Slunce). Cefeidy typu II jsou rozděleny do několika podskupin podle období. Hvězdy s periodami mezi 1 a 4 dny jsou podtřídy BL Her , 10–20 dní patří do podtřídy W Virginis a hvězdy s periodami delšími než 20 dní patří do podtřídy RV Tauri .

Ke stanovení vzdálenosti od galaktického centra , kulových hvězdokup a galaxií se používají cefeidy typu II .

Anomální cefeidy

Skupina pulzujících hvězd na pásu nestability má období kratší než 2 dny, podobné proměnným RR Lyrae, ale s vyšší svítivostí. Anomální proměnné cefeidy mají hmotnosti vyšší než cefeidy typu II, proměnné RR Lyrae a naše slunce. Není jasné, zda jde o mladé hvězdy na „otočené“ horizontální větvi, modré opozdilce vytvořené přenosem hmoty v binárních systémech, nebo o kombinaci obou.

Cepheidy s dvojitým režimem

Bylo pozorováno, že malá část proměnných Cepheid pulzuje ve dvou režimech současně, obvykle v základním a prvním podtónu, příležitostně ve druhém podtónu. Velmi malý počet pulzuje ve třech režimech nebo neobvyklá kombinace režimů včetně vyšších podtónů.

Nejistoty v cefeidě určovaly vzdálenosti

Hlavní mezi nejistotami spojenými s klasickou stupnicí vzdálenosti Cepheid a typu II jsou: povaha vztahu mezi periodou a svítivostí v různých pásmech , dopad metallicity na nulový bod i sklon těchto vztahů a efekty fotometrické kontaminace (míchání) a měnící se (typicky neznámý) zákon o vyhynutí na cefeidských vzdálenostech. O všech těchto tématech se v literatuře aktivně diskutuje.

Tyto nevyřešené záležitosti vyústily v citované hodnoty pro HST konstantu (stanovenou z klasických cefeidů) v rozmezí mezi 60 km/s/Mpc a 80 km/s/Mpc. Vyřešení této nesrovnalosti je jedním z hlavních problémů v astronomii, protože kosmologické parametry vesmíru mohou být omezeny zadáním přesné hodnoty Hubbleovy konstanty. Nejistoty se v průběhu let zmenšovaly, částečně kvůli objevům, jako je RS Puppis .

Delta Cephei má také zvláštní význam jako kalibrátor vztahu mezi cefeidovou periodou a svítivostí, protože její vzdálenost patří k nejpřesněji stanoveným pro cefeid, částečně proto, že je členem hvězdokupy a dostupností přesného Hubbleova vesmírného dalekohledu / Hipparcos paralaxy. Přesnost měření vzdálenosti proměnných Cepheid a dalších těles v rozmezí 7 500 světelných let se výrazně zlepšuje kombinací snímků z HST pořízených s odstupem šesti měsíců, když jsou Země a HST na opačných stranách Slunce.

Pulzační model

Přijaté vysvětlení pulzování cefeidů se nazývá Eddingtonův ventil nebo „ κ-mechanismus “, kde je řecké písmeno κ (kappa) obvyklým symbolem pro neprůhlednost plynu.

Helium je plyn, o kterém se předpokládá, že je v tomto procesu nejaktivnější. Dvojnásobně ionizované helium (helium, jehož atomům chybí oba elektrony) je více neprůhledné než jednotlivě ionizované helium. Čím více se helium zahřívá, tím více ionizuje. V nejslabší části Cepheidova cyklu je ionizovaný plyn ve vnějších vrstvách hvězdy neprůhledný, a proto se zahřívá zářením hvězdy a v důsledku zvýšené teploty se začíná rozpínat. Jak se rozpíná, ochlazuje se a stává se méně ionizovaným, a proto transparentnějším, což umožňuje radiaci unikat. Poté se expanze zastaví a v důsledku gravitační přitažlivosti hvězdy se obrátí. Proces se poté opakuje.

V roce 1879 August Ritter (1826–1908) prokázal, že doba adiabatické radiální pulzace pro homogenní sféru souvisí s její povrchovou gravitací a poloměrem prostřednictvím vztahu:

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

kde k je konstanta proporcionality. Nyní, protože povrchová gravitace souvisí s hmotou a poloměrem koule prostřednictvím vztahu:

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

jeden nakonec získá:

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

kde Q je konstanta, nazývaná pulzační konstanta.

Příklady

• Mezi klasické cefeidy patří: Eta Aquilae , Zeta Geminorum , Beta Doradus , RT Aurigae , Polaris , stejně jako Delta Cephei .
• Ke cefeidům typu II patří: W Virginis a BL Herculis .
• Mezi anomální cefeidy patří: XZ Ceti (režim pulzace podtextem) a BL Boötis .

Viz seznam

• Seznam hvězd v Puppisu

Reference

externí odkazy

• McMaster Cepheid Photometry and Radial Velocity Data Archive
• Americká asociace pozorovatelů proměnných hvězd
• Teorie pulsace hvězd - Pravidelná versus nepravidelná variabilita
• Průzkum Warsaw University at Las Campanas Observatory : OGLE-III ( Optical Gravitational Lensing Experiment ) Variable Stars website website
• Observatoř David Dunlap z Torontské univerzity : databáze galaktických klasických cefeidů