WAS SIND CEPHEID-VARIABLEN?

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Das Universum ist ein wirklich sehr großer Ort. Wir reden ... unmerklich groß! Basierend auf jahrzehntelangen Beobachtungen glauben Astronomen nun, dass das beobachtbare Universum einen Durchmesser von etwa 46 Milliarden Lichtjahren hat. Das Schlüsselwort gibt es beobachtbar, Denn wenn Sie das berücksichtigen, was wir nicht sehen können, denken Wissenschaftler, dass es tatsächlich eher 92 Milliarden Lichtjahre umfasst.

Das Schwierigste dabei ist, die Entfernungen genau zu messen. Seit der Geburt der modernen Astronomie haben sich jedoch immer genauere Methoden entwickelt. Neben der Rotverschiebung und der Untersuchung des Lichts von entfernten Sternen und Galaxien verlassen sich Astronomen auch auf eine Klasse von Sternen, die als Cepheid-Variablen (CVs) bekannt sind, um die Entfernung von Objekten innerhalb und außerhalb unserer Galaxie zu bestimmen.

Definition:

Variable Sterne sind im Wesentlichen Sterne, deren Helligkeit schwankt (auch bekannt als absolute Leuchtkraft). Cepheiden-Variablen sind insofern spezielle Arten von variablen Sternen, als sie heiß und massiv sind - fünf- bis zwanzigmal so viel Masse wie unsere Sonne - und für ihre Tendenz bekannt sind, radial zu pulsieren und sowohl im Durchmesser als auch in der Temperatur zu variieren.

Darüber hinaus stehen diese Pulsationen in direktem Zusammenhang mit ihrer absoluten Leuchtkraft, die innerhalb genau definierter und vorhersehbarer Zeiträume (von 1 bis 100 Tagen) auftritt. Als Beziehung zwischen Größe und Periode dargestellt, ähnelt die Form der Cephiad-Leuchtkraftkurve der einer „Haifischflosse“ - machen Sie ihren plötzlichen Anstieg und Höhepunkt, gefolgt von einem stetigeren Abfall.

Der Name leitet sich von Delta Cephei ab, einem variablen Stern in der Cepheus-Konstellation, der als erster Lebenslauf identifiziert wurde. Die Analyse des Spektrums dieses Sterns legt nahe, dass CVs während einer Pulsationsperiode auch Änderungen in Bezug auf Temperatur (zwischen 5500 - 66oo K) und Durchmesser (~ 15%) erfahren.

Verwendung in der Astronomie:

Die Beziehung zwischen der Variabilitätsperiode und der Leuchtkraft von CV-Sternen macht sie sehr nützlich bei der Bestimmung der Entfernung von Objekten in unserem Universum. Sobald die Periode gemessen ist, kann die Leuchtkraft bestimmt werden, wodurch genaue Schätzungen der Entfernung des Sterns unter Verwendung der Distanzmodulgleichung erhalten werden.

Diese Gleichung besagt: m – M. = 5 log d - 5 - wo m ist die scheinbare Größe des Objekts, M. ist die absolute Größe des Objekts und d ist der Abstand zum Objekt in Parsec. Cepheid-Variablen können in einer Entfernung von etwa 20 Millionen Lichtjahren gesehen und gemessen werden, verglichen mit einer maximalen Entfernung von etwa 65 Lichtjahren für erdbasierte Parallaxenmessungen und etwas mehr als 326 Lichtjahren für die Hipparcos-Mission der ESA.

Da sie hell sind und Millionen von Lichtjahren entfernt deutlich zu sehen sind, können sie leicht von anderen hellen Sternen in ihrer Nähe unterschieden werden. In Kombination mit der Beziehung zwischen Variabilität und Leuchtkraft sind sie daher äußerst nützliche Werkzeuge, um die Größe und den Maßstab unseres Universums zu bestimmen.

Klassen:

Cepheid-Variablen werden in zwei Unterklassen unterteilt - Klassische Cepheiden und Typ-II-Cepheiden - basierend auf Unterschieden in ihrer Masse, ihrem Alter und ihrer Evolutionsgeschichte. Klassische Cepheiden sind variable Sterne der Population I (metallreich), die 4 bis 20 Mal massereicher als die Sonne und bis zu 100.000 Mal leuchtender sind. Sie unterliegen Pulsationen mit sehr regelmäßigen Perioden in der Größenordnung von Tagen bis Monaten.

Diese Cepheiden sind typischerweise gelbe helle Riesen und Überriesen (Spektralklasse F6 - K2) und erfahren während eines Pulsationszyklus Radiusänderungen in Millionen von Kilometern. Klassische Cepheiden werden verwendet, um Entfernungen zu Galaxien innerhalb und außerhalb der lokalen Gruppe zu bestimmen. Sie sind ein Mittel, mit dem die Hubble-Konstante ermittelt werden kann (siehe unten).

Typ-II-Cepheiden sind variable Sterne der Population II (metallarm), die mit Zeiträumen von typischerweise 1 bis 50 Tagen pulsieren. Typ II Cepheiden sind auch ältere Sterne (~ 10 Milliarden Jahre), die ungefähr die Hälfte der Masse unserer Sonne haben.

Typ-II-Cepheiden werden auch basierend auf ihrer Periode in die Unterklassen BL Her, W Virginis und RV Tauri (benannt nach bestimmten Beispielen) unterteilt, die Perioden von 1 bis 4 Tagen, 10 bis 20 Tagen bzw. mehr als 20 Tagen haben . Cepheiden vom Typ II werden verwendet, um die Entfernung zum Galaktischen Zentrum, zu Kugelhaufen und zu benachbarten Galaxien zu bestimmen.

Es gibt auch solche, die nicht in eine der beiden Kategorien passen, die als anomale Cepheiden bekannt sind. Diese Variablen haben Zeiträume von weniger als 2 Tagen (ähnlich wie RR Lyrae), aber höhere Leuchtdichten. Sie haben auch höhere Massen als Cepheiden vom Typ II und ein unbekanntes Alter.

Es wurde auch ein kleiner Anteil von Cepheid-Variablen beobachtet, die gleichzeitig in zwei Modi pulsieren, daher der Name Double-Mode-Cepheiden. Eine sehr kleine Zahl pulsiert in drei Modi oder eine ungewöhnliche Kombination von Modi.

Beobachtungsgeschichte:

Die erste Cepheid-Variable, die entdeckt wurde, war Eta Aquilae, die am 10. September 1784 vom englischen Astronomen Edward Pigott beobachtet wurde. Delta Cephei, nach dem diese Sternklasse benannt ist, wurde einige Monate später vom englischen Amateurastronomen John Goodricke entdeckt.

Während einer Untersuchung variabler Sterne in den Magellanschen Wolken entdeckte die amerikanische Astronomin Henrietta Swan Leavitt 1908 die Beziehung zwischen der Periode und der Leuchtkraft klassischer Cepheiden. Nachdem sie die Perioden von 25 verschiedenen Variablensternen aufgezeichnet hatte, veröffentlichte sie ihre Ergebnisse 1912.

In den folgenden Jahren würden mehrere weitere Astronomen an Cepheiden forschen. Bis 1925 konnte Edwin Hubble die Entfernung zwischen der Milchstraße und der Andromeda-Galaxie anhand der Cepheid-Variablen innerhalb der letzteren ermitteln. Diese Erkenntnisse waren insofern von entscheidender Bedeutung, als sie die Große Debatte regelten, in der Astronomen herausfinden wollten, ob die Milchstraße einzigartig ist oder eine von vielen Galaxien im Universum.

Hubble und Milton L. Humason konnten das Hubble-Gesetz formulieren, indem sie den Abstand zwischen der Milchstraße und mehreren anderen Galaxien maßen und ihn mit den Messungen ihrer Rotverschiebung von Vesto Slipher kombinierten. Kurz gesagt, sie konnten beweisen, dass sich das Universum in einem Expansionszustand befindet, was Jahre zuvor vorgeschlagen worden war.

Weitere Entwicklungen im 20. Jahrhundert waren die Aufteilung der Cepheiden in verschiedene Klassen, wodurch Probleme bei der Bestimmung der astronomischen Entfernungen gelöst wurden. Dies wurde größtenteils von Walter Baade getan, der in den 1940er Jahren den Unterschied zwischen klassischen und Typ-II-Cepheiden aufgrund ihrer Größe, ihres Alters und ihrer Leuchtkraft erkannte.

Einschränkungen:

Trotz ihres Wertes bei der Bestimmung astronomischer Entfernungen gibt es bei dieser Methode einige Einschränkungen. Das Wichtigste unter ihnen ist die Tatsache, dass bei Typ-II-Cepheiden die Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft durch ihre geringere Metallizität, photometrische Verunreinigung und den sich ändernden und unbekannten Effekt, den Gas und Staub auf das von ihnen emittierte Licht haben (Sternauslöschung), beeinflusst werden kann.

Diese ungelösten Probleme haben dazu geführt, dass für Hubbles Konstante unterschiedliche Werte angegeben wurden, die zwischen 60 km / s pro 1 Million Parsec (Mpc) und 80 km / s / Mpc liegen. Die Lösung dieser Diskrepanz ist eines der größten Probleme in der modernen Kosmologie, da die wahre Größe und Expansionsrate des Universums miteinander verbunden sind.

Verbesserungen in der Instrumentierung und Methodik erhöhen jedoch die Genauigkeit, mit der Cepheid-Variablen beobachtet werden. Mit der Zeit hoffen wir, dass die Beobachtungen dieser neugierigen und einzigartigen Sterne wirklich genaue Werte liefern und so eine wichtige Quelle von Zweifeln an unserem Verständnis des Universums beseitigen.

Wir haben hier im Space Magazine viele interessante Artikel über Cepheid-Variablen geschrieben. Hier finden Astronomen einen neuen Weg, um kosmische Entfernungen zu messen, Astronomen verwenden Lichtecho, um die Entfernung zu einem Stern zu messen, und Astronomen nähern sich dunkler Energie mit verfeinerter Hubble-Konstante.

Astronomy Cast hat eine interessante Episode, die die Unterschiede zwischen den Sternen der Population I und II erklärt - Episode 75: Stellare Populationen.

Quellen: