Klasická proměnná Cepheid - Classical Cepheid variable

Hertzsprung – Russellův diagram ukazující umístění několika typů proměnných hvězd překrytých na displeji různých tříd svítivosti .

Klasické cefeidy (také známé jako proměnné populace I cefeidy , cefeidy typu I nebo delta cefeidy ) jsou typem proměnné hvězdy cefeidy . Jsou to proměnné hvězdy populace I, které vykazují pravidelné radiální pulzace s periodami od několika dnů do několika týdnů a vizuální amplitudy od několika desetin velikosti do přibližně 2 magnitud.

Existuje dobře definovaný vztah mezi světelností a pulzací klasické proměnné cefeidy, což zajišťuje cefeidy jako životaschopné standardní svíčky pro stanovení stupnic galaktické a extragalaktické vzdálenosti . Pozorování klasických proměnných Cepheid pomocí Hubble Space Telescope (HST) umožnila pevnější omezení Hubblova zákona . Klasické cefeidy byly také použity k objasnění mnoha charakteristik naší galaxie, jako je místní spirální struktura a výška Slunce nad galaktickou rovinou.

V galaxii Mléčné dráhy je známo asi 800 klasických cefeidů , z očekávaných celkem přes 6 000. Několik tisíc dalších je známo v Magellanově mračnu , více je známo v jiných galaxiích; Hubble Space Telescope identifikoval některé v NGC 4603 , což je 100 miliónů světelných let daleko.

Vlastnosti

Evoluční stopa 5  M _☉ hvězdy procházející pásem nestability během modré smyčky hořící helium

Klasické proměnné cefeidy jsou 4–20krát hmotnější než Slunce a přibližně 1 000 až 50 000 (více než 200 000 pro neobvyklé V810 Centauri ) je více světelné. Spektroskopicky jsou to jasní obři nebo superobři s nízkou svítivostí spektrální třídy F6 - K2. Teplota a spektrální typ se mění, jak pulzují. Jejich poloměry jsou několik desítek až několik stokrát větší než sluneční. Světelnější cefeidy jsou chladnější a větší a mají delší období. Spolu se změnami teploty se mění také jejich poloměry během každé pulzace (např. O ~ 25% pro delší období l Auto ), což má za následek změny jasu až o dvě velikosti. Změny jasu jsou výraznější na kratších vlnových délkách.

Proměnné cefeidy mohou pulzovat v základním režimu , prvním podtextu nebo zřídka ve smíšeném režimu. Pulzace s vyšším podtónem jsou vzácné, ale zajímavé. Většina klasických cefeidů je považována za pulzátory základního režimu, i když není snadné režim odlišit od tvaru světelné křivky. Hvězdy pulzující v podtónu jsou jasnější a větší než pulsátor základního režimu se stejnou periodou.

Když se mezihmotná hvězda (IMS) nejprve vyvine z hlavní sekvence , překročí velmi rychle pás nestability, zatímco vodíková skořápka stále hoří. Když se jádro hélia zapálí v IMS, může spustit modrou smyčku a znovu projít pásem nestability, jednou, když se vyvíjí na vysoké teploty a znovu se vyvíjí zpět směrem k asymptotické obří větvi . Hvězdy hmotnější než asi 8–12  M _☉ začnou _spalovat jádro helia, než dosáhnou větve červeného obra a stanou se červenými superobry , ale přesto mohou spustit modrou smyčku proužkem nestability. Trvání a dokonce existence modrých smyček je velmi citlivá na hmotnost, kovovost a hojnost hélia hvězdy. V některých případech mohou hvězdy počtvrté a popáté překročit pás nestability, když začne spalování skořápky helia. Rychlost změny periody proměnné Cepheid spolu s chemickými nadbytky detekovatelnými ve spektru lze použít k odvození, který přechod konkrétní hvězda vytváří.

Klasické proměnné cefeidy byly hvězdami hlavní sekvence typu B dříve než asi B7, případně pozdními hvězdami O, než jim v jejich jádrech došel vodík. Hmotnější a teplejší hvězdy se vyvíjejí na světelnější cefeidy s delšími periodami, i když se očekává, že mladé hvězdy v naší vlastní galaxii v blízkosti kovové blízkosti Slunce obecně ztratí dostatečnou hmotnost v době, kdy poprvé dosáhnou pásu nestability , že budou mít tečky 50 dnů nebo méně. Nad určitou hmotností, 20–50  M _{☉ v} závislosti na _metalitě , se červené supergianti vyvinou zpět k modrým supergiantům, než aby spustili modrou smyčku, ale budou to dělat jako nestabilní žlutí hyperobři , než aby pravidelně pulzovali cefeidové proměnné. Velmi hmotné hvězdy nikdy neochladí natolik, aby dosáhly pásu nestability a nikdy se z nich nestaly cefeidy. Při nízké metalíze, například v Magellanově mračnu, si hvězdy dokážou zachovat větší hmotnost a stát se zářivějšími cefeidy s delšími periodami.

Světelné křivky

Světelná křivka Delta Cephei

Fázově skládané světelné křivky UBVRI Delta Cephei, prototyp klasických cefeidů, ukazující velikost versus fáze pulzace

Světelná křivka Cepheid je typicky asymetrická s rychlým vzestupem k maximu světla a následným pomalejším poklesem na minimum (např. Delta Cephei ). To je způsobeno fázovým rozdílem mezi poloměrem a teplotními změnami a je považováno za charakteristické pro základní režim pulzátoru, nejběžnější typ cefeidu typu I. V některých případech hladká pseudosinusová světelná křivka ukazuje „hrbol“, krátké zpomalení poklesu nebo dokonce malý vzestup jasu, což je pravděpodobně způsobeno rezonancí mezi základním a druhým podtextem. Náraz je nejčastěji pozorován na sestupné větvi u hvězd s periodami kolem 6 dnů (např. Eta Aquilae ). Jak se perioda prodlužuje, umístění boule se pohybuje blíže k maximu a u hvězd s periodami kolem 10 dnů (např. Zeta Geminorum ) může způsobit dvojnásobek maxima nebo se může stát nerozeznatelným od primárního maxima . V delších obdobích je možné vidět bouli na vzestupné větvi světelné křivky (např. X Cygni ), ale po dobu delší než 20 dní rezonance zmizí.

Menšina klasických cefeidů vykazuje téměř symetrické sinusové světelné křivky. Ty jsou označovány jako s-cefeidy, obvykle mají nižší amplitudy a obvykle mají krátké období. Většina z nich je považována za první podtón (např. X Sagittarii ) nebo vyšší pulzátory, ačkoli některé neobvyklé hvězdy zjevně pulzující v základním režimu také ukazují tento tvar světelné křivky (např. S Vulpeculae ). Očekává se, že hvězdy pulzující v prvním podtónu se budou v naší galaxii vyskytovat pouze s krátkými periodami, i když mohou mít poněkud nižší období při nižší kovovosti, například v Magellanově mračnu. V magellanských mračnech jsou také běžnější vyšší alikvotní pulzátory a cefeidy pulzující ve dvou podtónech současně a obvykle mají poněkud nepravidelnou světelnou křivku s nízkou amplitudou.

Objev

Historické světelné křivky W Sagittarii a Eta Aquilae

10. září 1784 Edward Pigott zjistil variabilitu Ety Aquilae , prvního známého zástupce třídy klasických cefeidních proměnných. Jmenovec pro klasické cefeidy je však hvězda Delta Cephei , kterou objevil John Goodricke o měsíc později. Delta Cephei je také zvláštní význam jako kalibrátoru vztahu perioda-svítivost, protože jeho vzdálenost je mezi nejvíce přesně určena pro Cepheid, díky z části k jeho členství v hvězdokupě a dostupnosti přesné Hubble Space Telescope a Hipparcos paralaxy .

Vztah periody a svítivosti

Dvě charakteristiky světelnosti období u klasických a cefeidů typu II

Světelnost klasické cefeidy přímo souvisí s obdobím její variace. Čím delší je doba pulzace, tím je hvězda jasnější. Vztah dob a svítivosti 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. Jakmile je kalibrován vztah mezi periodou a svítivostí, lze stanovit svítivost dané cefeidy, jejíž perioda je známá. Jejich vzdálenost se pak zjistí z jejich zdánlivé jasnosti. Vztah období a svítivosti byl kalibrován mnoha astronomy během dvacátého století, počínaje Hertzsprungem . Kalibrace vztahu mezi periodou a svítivostí byla problematická; nicméně, pevná galaktická kalibrace byla zavedena Benedictem et al. 2007 s použitím přesné paralaxy HST pro 10 okolních klasických cefeidů. Také v roce 2008 odhadli astronomové ESO s přesností na 1% vzdálenost k Cepheid RS Puppis pomocí světelných echos z mlhoviny, ve které je vložena. O tomto posledním zjištění se však v literatuře aktivně diskutuje.

Následující experimentální korelace mezi periodou P populace I Cepheid a její průměrnou absolutní velikostí M _v byla stanovena z goniometrických paralax pro Hubble Space Telescope pro 10 blízkých cefeid:

${\ Displaystyle M _ {\ mathrm {v}} = (-2,43 \ pm 0,12) \ left (\ log _ {10} P-1 \ right)-(4,05 \ pm 0,02) \,}$

s P měřeno ve dnech. Pro výpočet vzdálenosti d ke klasickým cefeidům lze také použít následující vztahy :

${\ Displaystyle 5 \ log _ {10} {d} = V+3,34 \ log _ {10} {P} -2,45 (VI) +7,52 \ ,.}$

nebo

${\ Displaystyle 5 \ log _ {10} {d} = V+3,37 \ log _ {10} {P} -2,55 (VI) +7,48 \ ,.}$

I a V představují průměrné hodnoty blízké infračervenému a vizuálně zjevnému.

Cepheidy s malou amplitudou

Klasické proměnné cefeidy s vizuální amplitudou pod 0,5 magnitudy, téměř symetrickými sinusovými světelnými křivkami a krátkými periodami byly definovány jako samostatná skupina nazývaná cefeidy s malou amplitudou. V GCVS dostávají zkratku DCEPS. Období je obvykle kratší než 7 dní, ačkoli o přesném mezním bodu se stále diskutuje. Termín s-cefeid se používá pro krátkodobé cefeidy s malou amplitudou s malou amplitudou se sinusovými světelnými křivkami, které jsou považovány za první pulzátory s podtónem. Nacházejí se poblíž červeného okraje pruhu nestability. Někteří autoři používají s-Cepheid jako synonymum pro hvězdy s malou amplitudou DECPS, zatímco jiní dávají přednost omezení pouze na první podtónové hvězdy.

Cepheidy s malou amplitudou (DCEPS) zahrnují Polaris a FF Aquilae , ačkoli oba mohou v základním režimu pulzovat. Mezi první potvrzené pulzátory patří BG Crucis a BP Circini .

Nejistoty v cefeidě určovaly vzdálenosti

Hlavní mezi nejistotami spojenými se stupnicí vzdálenosti Cepheid jsou: povaha vztahu mezi periodou a svítivostí v různých pásmech, dopad metality na nulový bod a sklon těchto vztahů a účinky fotometrické kontaminace (míchání) a měnící se (typicky neznámý) zákon o zániku na klasických cefeidských vzdálenostech. O všech těchto tématech se v literatuře aktivně diskutuje.

Tyto nevyřešené záležitosti vyústily v citované hodnoty pro Hubbleovu konstantu 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.

Příklady

Několik klasických cefeidů má variace, které lze zaznamenat nočním trénovaným pozorováním pouhým okem , včetně prototypu Delta Cephei na dalekém severu, Zeta Geminorum a Eta Aquilae ideální pro pozorování kolem tropů (poblíž ekliptiky a tedy zvěrokruhu) a na dalekém jihu Beta Doradus . Nejbližším členem třídy je Severní hvězda ( Polaris ), o jejíž vzdálenosti se diskutuje a jejíž současná variabilita je přibližně 0,05 magnitudy.

Viz také

• RR Lyrae proměnná
• Hvězdná pulzace
• Cepheid typu II

Reference

externí odkazy

• Měřítko vzdálenosti Cepheid: Historie, Nick Allen
• Seznam klasických cefeidů na fotometrii McMaster Cepheid a archivu radiální rychlosti dat
• Americká asociace pozorovatelů proměnných hvězd
• OGLE Atlas proměnných světelných křivek hvězd - klasické cefeidy