Vad är Cepheid -variabler?

I astronomi är Cepheid -variabler variabla stjärnor vars ljusstyrka förändras under en viss period på ett karakteristiskt, regelbundet sätt.Normalt balanseras det yttre trycket från kärnfusion i en stjärncentrum av inre tryck på grund av stjärnans tyngdkraft och stjärnan förblir i konstant storlek och ljusstyrka.Variabla stjärnor går igenom en cykel av expansion och sammandragning som påverkar deras ljusstyrka.I Cepheid -variabler ökar längden på cykeln med stjärnans ljusstyrka på ett förutsägbart sätt, så att när perioden mäts kan astronomer berätta den faktiska ljusstyrkan hos cepheiden och från dess uppenbara ljusstyrka på jorden, beräkna hur avlägsnadet är.Dessa variabla stjärnor är ett viktigt verktyg för att mäta avståndet till andra galaxer.

Det tros att dessa stjärnor expanderar och sammandras i en regelbunden cykel på grund av egenskaperna hos helium, som de innehåller i stora mängder.När helium är helt joniserad är den mindre transparent för elektromagnetisk strålning, vilket får den att värmas upp och expandera.När det expanderar svalnar den och blir mindre joniserad, absorberar mindre värme och sammandragning.Detta resulterar i ett regelbundet mönster av expansion och sammandragning, med parallella variationer i ljusstyrka, med en period som sträcker sig från en till cirka 50 dagar.

Det finns två huvudtyper av Cepheid -variabler.Typ I, eller klassiska cepheider, är relativt unga, mycket lysande stjärnor, som innehåller en relativt stor andel tyngre element, vilket indikerar att de bildades i regioner där dessa element skapades av supernovaexplosionerna av äldre stjärnor.Cepheids av typ II är äldre, mindre lysande stjärnor som är låga i tunga element.Det finns också anomala cepheider, som har mer komplexa cykler och dvärg cepheider.Klassiska cepheider, på grund av deras större ljusstyrka och enkla, regelbundna cykler, är mer användbara för astronomer för att bestämma galaktiska avstånd.

De regelbundna variationerna i ljusstyrka och det fasta förhållandet mellan ljusstyrka och cykellängd upptäcktes av astronomen Henrietta Leavitt 1908 när det var 1908 närHon studerade dessa stjärnor i det lilla magelliska molnet, en liten galax nära vår egen.Termen Cepheid -variabler kommer från en av stjärnorna som studerats av Leavitt, kallad Delta Cephei.Eftersom det var möjligt att bestämma den faktiska ljusstyrkan för en cepheidvariabel från dess period, var det också möjligt att bestämma dess avstånd från det faktum att mängden ljus som når jorden är omvänt proportionell mot avståndet till källan.Sådana objekt med känd ljusstyrka kallas ”standardljus.”

Jämförelse av resultaten av dessa beräkningar för Cepheid -variabler inom vår egen galax med avstånd beräknade av Parallax bekräftade att metoden fungerade.Cepheids av typ I är upp till 100 000 gånger så ljusa som solen.Detta innebär att de kan upptäckas, med teleskop baserat på jorden, i andra galaxer upp till cirka 13 miljoner ljusår bort.Hubble Space Telescope kunde upptäcka dessa stjärnor på ett avstånd av 56 miljoner ljusår.Cepheid -variabler gav bekräftelse tidigt på 1900 -talet att universum sträckte sig långt bortom vår egen galax, som bara var en av många.

Dessa stjärnor gav också de första starka bevisen på att universum expanderar.1929 jämförde Edwin Hubble mätningar av avstånden med ett antal galaxer, erhållna med användning av Cepheid -variabler och rödförskjutningsmätningar, vilket indikerade hur snabbt de drog sig från oss.Resultaten visade att hastigheterna vid vilka galaxerna avtagit var proportionella mot deras avstånd och ledde till formuleringen av Hubbles lag.