Cefeīdi: pulsējošas mainīgās zvaigznes un kosmiskās standarta svecītes

Uzzini par cefeīdām — pulsējošām mainīgajām zvaigznēm, kuru periodi ļauj precīzi mērīt galaktiku attālumus; kosmiskās standarta svecītes un to nozīme kosmosa kartēšanā.

Cefeīdi ir ļoti spožu mainīgo zvaigžņu veids. Starp cefeīdu spožumu un pulsācijas periodu pastāv cieša tieša saistība. Tas padara cefeīdas par svarīgām standarta svecēm galaktikas un ekstragalaktisko attālumu skalu noteikšanā. Henrietta Leavitt agrīnā XX gadsimtā atklāja šo perioda–spožuma attiecību (Leavita likumu) pētījumos par Magelāna mākoņiem; kopš tā laika cefeīdas ir kļuvušas par pamatinstrumentu, lai izmērītu attālumus līdz tuvākajām galaktikām un kalibrētu Visuma attālumu kāpņu tālākus posmus.

Cefeīdu pulsācijas mehānisms saistīts ar gāzu blīvuma un caurlaidības izmaiņām zvaigznes atmosfērā, īpaši He jonizācijas zonā — tā sauktā kappa (κ) mehānisma darbība: slāņi absorbē un atbrīvo enerģiju ritmiski, izraisot redzamu spožuma svārstību un zvaigznes izmēra izmaiņas. Cefeīdas parasti atrodas Hertzsprung–Russell diagrammas tā dēvētajā nestabilitātes joslā (instability strip), kur tās kļūst par pulsējošām supergigantēm vai spilgtām zvaigznēm.

Cefeīdu veidi

Cefeīdu mainīgie ir iedalīti vairākās apakšklasēs, kurām ir skaidri atšķirīgas masas, vecumi un evolūcijas vēsture:

1. Klasiskās cefeīdi
2. II tipa cefeīdi
3. Anomālas cefeīdi
4. Pundurveida cefeīdi

Katram no šiem veidiem jānorāda īss raksturojums:

• Klasiskās cefeīdi (Population I) — masīvākas jaunas zvaigznes (daži līdz 20 Saules masas, bet tipiķi ap 3–10 M⊙), ar periodiem apmēram no ~1 līdz >50 dienām. Tās ir spožas supergigantes vai gaišas milzu zvaigznes, kuras parasti atrodamas spirālgalaktiku diskos un zvaigžņu kopās. Tieši klasiskās cefeīdas sniedz visuzticamāko perioda–spožuma saistību lielā attāluma noteikšanai.
• II tipa cefeīdi (Population II) — vecākas, mazmasīvas zvaigznes ar zemāku metālisko saturu un zemāku spožumu par klasiskajām cefeīdām pie tā paša perioda. Šai grupai ir apakšgrupas (piem., BL Her, W Vir un RV Tau tipu objekti), un periodi var aptvert diapazonu no daudziem stundām līdz dažām desmitām dienu. Tos bieži atrod sferoidālajās struktūrās (pēdējā populācijā), piemēram, galaktikas halō un vecās zvaigžņu populācijās.
• Anomālas cefeīdi — parasti īsāku periodu (apmēram 0.3–2 dienas) un lielāku spožumu nekā RR Lyrae pie līdzīga perioda. To izcelsme var būt saistīta ar zvaigžņu apvienošanos vai īpašām evolūcijas ceļām; tās bieži sastopamas pat mazo nepastāvīgo galaktiku un paliekas sistēmās.
• Pundurveida cefeīdi — šis termins dažkārt tiek lietots, lai aprakstītu ļoti īsus periodus un zemāku spožumu variācijas (piemēram, Delta Scuti vai SX Phoenicis tipa objektus). Tie ir mazas amplitūdas pulsatori ar periodiem no pāris stundām līdz pāris stundām desmitdaļām, un tos bieži atrod gan laika jaunajās, gan vecajās populācijās atkarībā no apakštipa.

Kā cefeīdas tiek lietotas attālumu noteikšanā

Perioda–spožuma (P–L) attiecība ļauj no mērītā pulsa perioda iegūt zvaigznes absolūto spožumu. Salīdzinot to ar novēroto (apparent) spožumu, var izrēķināt attālumu. Šī metode prasa precīzu P–L attiecības kalibrāciju un korekcijas par kaujumu (reddening) un metālitāti (elementu daudzums):

• Kalibrācijai izmanto zvaigznes ar neatkarīgi noteiktu attālumu, piemēram, cefeīdas Delta Cephei un citas kopās vai ar precīzām paralaksēm. Delta Cephei ir ļoti svarīga, jo tās attālums ir ļoti labi zināms, daļēji pateicoties tam, ka tā atrodas zvaigžņu kopā, un precīzām Hubbla kosmiskā teleskopa/Hiparcos paralaksēm.
• Telescopi un misijas, piemēram, Hubble, Hipparcos un tagad arī Gaia, ir būtiski uzlabojuši P–L attiecības kalibrāciju, samazinot sistemātiskās kļūdas un ļaujot precīzāk noteikt Hubble konstanti (H0).
• Metālitātes ietekme: zvaigznes ar dažādu ķīmisko sastāvu atrodas nedaudz atšķirīgās P–L attiecībās, tāpēc ilgtermiņa precīzie attālumu mērījumi iekļauj korekcijas pēc metālitātes un krāsu indeksa.

Papildu novērojumu metodes un iezīmes

Cefeīdu pētīšanā izmanto dažādas metodes: fotometriju (gaismas kurvu reģistrēšana), spektroskopiju (radialās ātruma izmaiņas) un Baade–Wesselink tipa metodes, kas apvieno gaismas un radiālās ātruma mērījumus, lai novērtētu zvaigznes izmēra izmaiņas un attiecīgi distanci. Cefeīdu gaismas kurves formas, amplitūdas un spektru izmaiņas dod informāciju par pulsācijas moduļiem — pamata (fundamentālo) vai virknēm (overtone) — un par iekšējās fizikas procesiem.

Kur cefeīdas tiek atrastas un kāpēc tās ir nozīmīgas

Cefeīdas sastopamas gan mūsu Piena ceļa diska daļās, gan citās tuvējās galaktikās — sevišķi bieži tās novēro Lielajā un Mazajā Magelāna mākoņos, kur ļoti svarīgi bija Leavita pētījumi. Atrodot cefeīdas citās galaktikās, astronomi var noteikt attālumus līdz šīm sistēmām un tālāk kalibrēt lielākas mēroga kosmiskās attālumu skalas. Tā rezultātā cefeīdas ir bijušas un joprojām ir centrālais instruments, lai noteiktu Visuma paplašināšanās ātrumu (Hubble konstanti) un pārbaudītu kosmoloģiskas modeļus.

Noslēgumā — cefeīdi ir gan fiziski interesantas pulsējošas zvaigznes (sniedzot ieskatu zvaigžņu iekšējā struktūrā un evolūcijā), gan praktiski ļoti nozīmīgas objekti astronomijā, jo tie kalpo kā uzticamas standarta svecītes, kas palīdz mērīt attālumus visā redzamajā Visumā.

Jautājumi un atbildes

J: Kas ir cefeīdi?

J: Kāda ir saistība starp cefeīdu spožumu un to pulsācijas periodu?

J: Kāpēc cefeīdas ir svarīgas standarta sveces galaktikas un ekstragalaktisko attālumu skalu noteikšanai?

J: Kādās apakšklasēs iedala cefeīdu mainīgos lielumus?

J: Kas atklāja pirmo zināmo cefeīdu?

J: Kādēļ Delta Cefeja ir ļoti svarīga?

J: Kāds ir viens no veidiem, kā var izmērīt Visuma izplešanās ātrumu?

Meklēt pēc burta