Cefeidne spremenljivke: standardne sveče za merjenje razdalj v vesolju

Cefeide so vrsta zelo svetlih spremenljivih zvezd, ki izkazujejo ponavljajoče se spremembe v sijaju zaradi radialnih pulzacij. Obstaja močna neposredna povezava med svetilnostjo cefeid in pulzacijsko periodo (Leavittova zakonitost ali perioda‑svetilnost), kar pomeni, da je mogoče iz merjene periode napovedati absolutno svetilnost zvezde. Zaradi te lastnosti so cefeide ključne kot standardne sveče za določanje galaktičnih in ekstragalaktičnih razdalj ter igrajo osrednjo vlogo v kozmološki lestvici razdalj.

Kako delujejo in zakaj so uporabne

Cefeide so običajno supergiantske zvezde, katerih pulzacije so pogojene z delovanjem kappa‑mehanizma v območju ionizacije helija. Med pulzacijami se spreminjata radij in temperatura zvezde, kar povzroči periodične spremembe svetlosti in barve. Ker je povezava med periodo in absolutno svetilnostjo dobro določen, lahko iz opazovane periode in navidezne magnitude (ob upoštevanju popravkov za absorpcijo oziroma rdečenje in morebitno kovinsko vsebnost) izračunamo razdaljo do zvezde.

Glavne vrste cefeid

Cefeidne spremenljivke so razdeljene v več podrazredov, ki se jasno razlikujejo po masi, starosti in evolucijski zgodovini:

1. Klasične cefeide
2. Cefeide tipa II
3. Anomalne cefeide
4. Pritlikave cefeide

Podrobneje:

• Klasične cefeide (Population I) so mlajše, masivne zvezde (večkratne mase Sonca), s periodami običajno od ~1 do več deset dni. Pogosto jih najdemo v spiralnih rokavih in zvezdnih kopicah z mladimi zvezdami. To so glavne cefeide, uporabljene za merjenje medgalaktičnih razdalj, saj dobro sledijo Leavittovi zakonitosti.
• Cefeide tipa II so starejše, nizkomasne (Population II) zvezde z nižjo kovinsko vsebnostjo in običajno za dano periodo manj svetle kot klasične cefeide. Razvrščamo jih v podvrste, kot so BL Her, W Vir in RV Tau glede na periodo in svetilnost. Pogosto se pojavljajo v starejših zvezdnih populacijah, npr. v galaktičnem haloju in v nekaterih sferičnih kopicah.
• Anomalne cefeide so redkejše in imajo lastnosti med RR Lyrae in klasičnimi cefeidami; pogosto najdemo v palčastih (dwarf) galaksijah in v sistemih z nizko kovinskostjo. Njihove periode so praviloma krajše kot pri klasičnih cefeidah, a so za dano periodo svetlejše kot RR Lyrae, kar kaže na različne mase in evolucijsko zgodovino (npr. rezultati združevanja zvezd ali posebni fenomeni mase).
• Pritlikave cefeide (včasih povezane s pojavi kot so delta Scuti ali drugi kratkoperiodični pulzarji) imajo manjše amplitude in krajše periode; v literaturi se terminologija včasih prekriva, zato je pomembno razlikovati po svetilnosti, periodi in spektralnih značilnostih.

Kalibracija perioda‑svetilnost in praktične težave

Leavittova perioda‑svetilnostna relacija je bila prvič odkrita na začetku 20. stoletja in je temelj za merjenje razdalj. Natančna kalibracija zahteva neposredne meritve paralakse za bližnje cefeide (npr. s pogledi iz Hubblovega vesoljskega teleskopa/Hipparcosa in z novejšimi meritvami iz misije Gaia), ter dodatne popravke za:

• rdečenje in interstelarno absorpcijo (izguba svetlobe zaradi prahu), ki vpliva na navidezno magnitudo;
• kovinsko vsebnost (metallicity), saj se vrednost perioda‑svetilnostne relacije nekoliko spreminja z vsebnostjo težjih elementov;
• mešanje svetlobe (blending) v gostejših poljih, kjer so več zvezd združenih v enem opazovalnem elementu, kar privede do precenjevanja svetilnosti;
• različni pulzacijski modusi (fundamentalni ali overtone), ki za isto periodično peri-odo pomenijo različne svetilnosti, zato je potrebno pravilno določiti, v katerem modu zvezda pulzira.

Za zmanjšanje vpliva rdečenja se uporablja infrardeče opazovanje in Wesenheit‑funkcije oziroma perioda‑svetilnost‑barva (PLC) relacije, ki so manj občutljive na prah. Natančne kalibracije cefeid so ključne tudi za merjenje Hubbleove konstante H0, saj napake v lestvici razdalj neposredno vplivajo na prostorsko hitrost širitve vesolja.

Delta Cephei — prva znana cefeida

Prva znana cefeida je bila Delta Cephei v ozvezdju Cefeja, ki jo je leta 1784 odkril John Goodricke. Delta Cephei je bila zgodovinsko pomembna, ker je ilustrirala variabilnost zvezd in pozneje postala osnova za razumevanje perioda‑svetilnostne zveze. Njena razdalja je zelo dobro znana deloma zaradi tega, ker je v bližini združena z drugimi zvezdami in zato povezljiva z meritvami v zvezdni kopici, ter zaradi natančnih paralakse iz meritev z Hubblovega vesoljskega teleskopa/Hipparcosa ter sodobnejših misij.

Zaključek

Cefeide so med najpomembnejšimi objekti v astrofiziki za merjenje razdalj: kombinacija njihove visoke svetlosti, zanesljive perioda‑svetilnostne relacije in možnosti natančne kalibracije omogoča gradnjo kozmološke lestvice razdalj od lokalne skupine galaksij do oddaljenih sistemov. Hkrati pa zahtevajo skrbno obravnavo popravkov za rdečenje, kovinsko vsebnost in vplive opazovalne tehnike, da dosežemo natančne in zanesljive razdalje.

Vprašanja in odgovori

V: Kaj so cefeide?

V: Kakšno je razmerje med svetlostjo cefeide in njeno pulzacijsko periodo?

V: Zakaj so cefeide pomembne standardne sveče za galaktične in ekstragalaktične razdalje?

V: V katere podrazrede se delijo cefeidne spremenljivke?

V: Kdo je odkril prvo znano cefeido?

V: Zakaj je delta Cefeja zelo pomembna?

V: Na kakšen način lahko merimo hitrost širjenja vesolja?

Išči po črki