APAKAH PEMBOLEH UBAH CEPHEID?

Send

Alam Semesta adalah tempat yang sangat besar. Kami bercakap ... sangat besar! Sebenarnya, berdasarkan pemerhatian bernilai puluhan tahun, para astronom kini percaya bahawa Alam Semesta yang dapat dilihat mengukur sekitar 46 bilion tahun cahaya. Kata kunci ada dapat dilihat, kerana apabila anda mengambil kira apa yang tidak dapat kita lihat, para saintis berpendapat bahawa sebenarnya lebih kurang 92 bilion tahun cahaya.

Bahagian paling sukar dalam semua ini adalah membuat pengukuran jarak yang tepat. Tetapi sejak lahirnya astronomi moden, kaedah yang semakin tepat telah berkembang. Selain pergeseran merah dan memeriksa cahaya yang datang dari bintang dan galaksi yang jauh, para astronom juga bergantung pada kelas bintang yang dikenali sebagai Cepheid Variables (CV) untuk menentukan jarak objek di dalam dan di luar Galaksi kita.

Definisi:

Bintang berubah pada dasarnya adalah bintang yang mengalami turun naik dalam kecerahannya (aka luminositi mutlak). Pemboleh ubah Cepheids adalah jenis khas bintang berubah kerana ia panas dan besar - lima hingga dua puluh kali lebih banyak jisim daripada Matahari kita - dan terkenal dengan kecenderungannya untuk berdenyut secara radikal dan berbeza-beza dalam diameter dan suhu.

Lebih-lebih lagi, denyutan ini secara langsung berkaitan dengan kilauan mutlaknya, yang berlaku dalam jangka masa yang ditentukan dan dapat diramalkan (antara 1 hingga 100 hari). Ketika digambarkan sebagai hubungan besar-besaran dan jangka waktu, bentuk lengkung cahaya Cephiad menyerupai "sirip hiu" - lakukan kenaikan dan puncaknya secara tiba-tiba, diikuti dengan penurunan yang lebih stabil.

Nama itu berasal dari Delta Cephei, bintang berubah dalam buruj Cepheus yang merupakan CV pertama yang dikenal pasti. Analisis spektrum bintang ini menunjukkan bahawa CV juga mengalami perubahan dari segi suhu (antara 5500 - 66oo K) dan diameter (~ 15%) dalam tempoh berdenyut.

Gunakan dalam Astronomi:

Hubungan antara tempoh kebolehubahan dan kecerahan bintang CV menjadikannya sangat berguna dalam menentukan jarak objek di Alam Semesta kita. Setelah tempoh diukur, luminositi dapat ditentukan, sehingga menghasilkan anggaran jarak bintang yang tepat menggunakan persamaan modulus jarak.

Persamaan ini menyatakan bahawa: m – M = 5 log d - 5 - di mana m adalah besarnya objek, M adalah magnitud mutlak objek, dan d ialah jarak ke objek dalam parsec. Pemboleh ubah Cepheid dapat dilihat dan diukur pada jarak sekitar 20 juta tahun cahaya, dibandingkan dengan jarak maksimum sekitar 65 tahun cahaya untuk pengukuran paralaks berasaskan Bumi dan lebih dari 326 tahun cahaya untuk misi Hipparcos ESA.

Kerana cahaya itu terang, dan dapat dilihat dengan jelas berjuta-juta tahun cahaya, mereka dapat dibezakan dengan mudah dari bintang-bintang terang lain di sekitarnya. Digabungkan dengan hubungan antara kebolehubahan dan kecerahan mereka, ini menjadikan mereka alat yang sangat berguna dalam menyimpulkan ukuran dan skala Alam Semesta kita.

Kelas:

Pemboleh ubah Cepheid dibahagikan kepada dua subkelas - Cepheids Klasik dan Cepheid Jenis II - berdasarkan perbezaan jisim, usia, dan sejarah evolusi mereka. Classical Cepheids adalah bintang berubah-ubah Populasi I (kaya logam) yang 4-20 kali lebih besar daripada Matahari dan hingga 100,000 kali lebih bercahaya. Mereka mengalami denyutan dengan tempoh yang sangat teratur mengikut urutan hari hingga bulan.

Cepheids ini biasanya raksasa kuning terang dan supergiant (kelas spektrum F6 - K2) dan mereka mengalami perubahan radius dalam berjuta-juta kilometer semasa kitaran berdenyut. Cepheids Klasik digunakan untuk menentukan jarak ke galaksi dalam Kumpulan Tempatan dan seterusnya, dan merupakan kaedah di mana Konstanta Hubble dapat dibentuk (lihat di bawah).

Jenis II Cepheids adalah bintang berubah-ubah Populasi II (miskin logam) yang berdenyut dengan jangka masa antara 1 hingga 50 hari. Jenis II Cepheids juga merupakan bintang yang lebih tua (~ 10 bilion tahun) yang mempunyai sekitar separuh jisim Matahari kita.

Jenis II Cepheids juga dibahagikan berdasarkan tempohnya ke subclass BL Her, W Virginis, dan RV Tauri (dinamakan berdasarkan contoh tertentu) - yang masing-masing mempunyai tempoh 1-4 hari, 10-20 hari, dan lebih dari 20 hari. . Jenis II Cepheids digunakan untuk menentukan jarak ke Pusat Galaksi, kelompok globular, dan galaksi yang berdekatan.

Ada juga yang tidak termasuk dalam kategori mana pun, yang dikenali sebagai Anomalous Cepheids. Pemboleh ubah ini mempunyai jangka masa kurang dari 2 hari (sama dengan RR Lyrae) tetapi mempunyai luminositi yang lebih tinggi. Mereka juga mempunyai jisim yang lebih tinggi daripada Jenis II Cepheids, dan mempunyai usia yang tidak diketahui.

Sebilangan kecil pemboleh ubah Cepheid juga diperhatikan yang berdenyut dalam dua mod pada masa yang sama, dengan itu dinamakan Double-mode Cepheids. Nombor yang sangat kecil berdenyut dalam tiga mod, atau gabungan mod yang tidak biasa.

Sejarah Pemerhatian:

Pemboleh ubah Cepheid pertama yang ditemui ialah Eta Aquilae, yang diperhatikan pada 10 September 1784, oleh ahli astronomi Inggeris Edward Pigott. Delta Cephei, yang dinamakan kelas bintang ini, ditemui beberapa bulan kemudian oleh ahli astronomi Inggeris amatur John Goodricke.

Pada tahun 1908, semasa penyiasatan terhadap bintang berubah-ubah di Magellanic Clouds, ahli astronomi Amerika Henrietta Swan Leavitt menemui hubungan antara tempoh dan kilauan Cepheids Klasik. Setelah merakam tempoh 25 bintang pemboleh ubah yang berbeza, dia menerbitkan penemuannya pada tahun 1912.

Pada tahun-tahun berikutnya, beberapa lagi ahli astronomi akan melakukan penyelidikan mengenai Cepheids. Menjelang tahun 1925, Edwin Hubble dapat menentukan jarak antara Bima Sakti dan Galaksi Andromeda berdasarkan pemboleh ubah Cepheid yang terakhir. Penemuan ini sangat penting, kerana mereka menyelesaikan Debat Besar, di mana para astronom berusaha untuk menentukan sama ada Bima Sakti itu unik atau tidak, atau salah satu daripada banyak galaksi di Alam Semesta.

Dengan mengukur jarak antara Bima Sakti dan beberapa galaksi lain, dan menggabungkannya dengan ukuran pergeseran merah Vesto Slipher mereka, Hubble dan Milton L. Humason dapat merumuskan Hukum Hubble. Singkatnya, mereka dapat membuktikan bahawa Alam Semesta berada dalam keadaan pengembangan, sesuatu yang telah disarankan bertahun-tahun sebelumnya.

Perkembangan selanjutnya pada abad ke-20 termasuk membahagikan Cepheids ke dalam kelas yang berbeza, yang membantu menyelesaikan masalah dalam menentukan jarak astronomi. Ini banyak dilakukan oleh Walter Baade, yang pada tahun 1940-an menyedari perbezaan antara Cepheids Klasik dan Jenis II berdasarkan ukuran, usia dan cahaya mereka.

Batasan:

Walaupun mempunyai nilai dalam menentukan jarak astronomi, terdapat beberapa batasan dengan kaedah ini. Yang paling utama adalah kenyataan bahawa dengan Jenis II Cepheids, hubungan antara tempoh dan cahaya dapat dipengaruhi oleh logamnya yang lebih rendah, pencemaran fotometrik, dan kesan perubahan dan tidak diketahui gas dan debu terhadap cahaya yang dipancarkannya (kepupusan bintang).

Masalah yang tidak dapat diselesaikan ini telah menghasilkan nilai yang berbeza yang disebutkan untuk Hubble's Constant - yang berkisar antara 60 km / s per 1 juta parsec (Mpc) dan 80 km / s / Mpc. Menyelesaikan perbezaan ini adalah salah satu masalah terbesar dalam kosmologi moden, kerana ukuran dan kadar pengembangan alam semesta yang sebenarnya saling berkaitan.

Walau bagaimanapun, peningkatan dalam instrumentasi dan metodologi meningkatkan ketepatan dengan mana Cepheid Variables diperhatikan. Pada waktunya, diharapkan pengamatan terhadap bintang-bintang yang ingin tahu dan unik ini akan menghasilkan nilai yang benar-benar tepat, sehingga menghilangkan sumber keraguan utama mengenai pemahaman kita tentang Alam Semesta.

Kami telah menulis banyak artikel menarik mengenai Cepheid Variables di sini di Space Magazine. Berikut adalah Ahli Astronomi Mencari Cara Baru untuk Mengukur Jarak Kosmik, Ahli astronomi Menggunakan Gema Cahaya untuk Mengukur Jarak ke Bintang, dan Ahli astronomi Mendekati Tenaga Gelap dengan Pemalar Hubble yang Disempurnakan.

Astronomy Cast mempunyai episod menarik yang menjelaskan perbezaan antara bintang Populasi I dan II - Episod 75: Populasi Stellar.

Sumber: