Cefeīdi: pulsējošas mainīgās zvaigznes un kosmiskās standarta svecītes
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:
- Klasiskās cefeīdi
- II tipa cefeīdi
- Anomālas cefeīdi
- 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.
Klases
Klasiskās cefeīdi
Klasiskās cefeīdas (pazīstamas arī kā I populācijas cefeīdi, I tipa cefeīdi vai Delta Cephei mainīgie) pulsē ar ļoti regulāriem periodiem, kuru ilgums ir no dažām dienām līdz mēnešiem. Klasiskās cefeīdi ir I populācijas jaunās mainīgās zvaigznes, kas ir 4-20 reižu masīvākas par Sauli un līdz pat 100 000 reižu spožākas. Cefeīdas ir dzeltenas supergarlaicīgas F6-K2 spektrālās klases zvaigznes. Kad tās pulsē, to rādiuss mainās par ~ 25 %. Ilgāka perioda I Carinae tas nozīmē miljoniem kilometru pulsācijas cikla laikā.
II tipa cefeīdi
II tipa cefeīdi (saukti arī par II populācijas cefeīdām) ir II populācijas mainīgās zvaigznes, kuru pulsācijas periods ir no 1 līdz 50 dienām. II tipa cefeīdas parasti ir metālu nabadzīgi, veci (~10 giga gadu), mazmasaini objekti (aptuveni puse no Saules masas). II tipa cefeīdas pēc perioda iedala vairākās apakšgrupās.
II tipa cefeīdas tiek izmantotas, lai noteiktu attālumu līdz Piena Ceļa, lodveida kopu un galaktiku galaktikas centram.
Anomālas cefeīdi
Pulsējošo zvaigžņu grupai nestabilitātes joslā ir periodi, kas īsāki par 2 dienām, līdzīgi RR Lyrae mainīgajiem, bet ar lielāku spožumu. Anomālo cefeīdu mainīgo zvaigžņu masas ir lielākas nekā II tipa cefeīdām, RR Lyrae mainīgajiem un mūsu Saulei. Nav skaidrs, vai tās ir jaunas zvaigznes uz "apgrieztā" horizontālā atzara, zilās atpalikušās zvaigznes, kas veidojušās, pārnesot masu divējādās sistēmās, vai arī abu šo faktoru kombinācija.
Divu režīmu cefeīdi
Ir novērots, ka neliela daļa cefeīdu mainīgo pulsē divos režīmos vienlaicīgi, parasti pamatrežīmā un pirmajā apertonā, dažkārt arī otrajā apertonā. Ļoti neliels skaits pulsē trijos režīmos vai neparastā režīmu kombinācijā, ieskaitot augstākos apertonus.
Jautājumi un atbildes
J: Kas ir cefeīdi?
A: Cefeīdi ir ļoti spožu mainīgo zvaigžņu veids.
J: Kāda ir saistība starp cefeīdu spožumu un to pulsācijas periodu?
A: Starp cefeīdu spožumu un to pulsācijas periodu ir cieša tieša saistība.
J: Kāpēc cefeīdas ir svarīgas standarta sveces galaktikas un ekstragalaktisko attālumu skalu noteikšanai?
A: Cefeīdas ir svarīgas standarta sveces galaktikas un ekstragalaktisko attālumu skalu noteikšanai, jo tām ir saistība starp spožumu un pulsācijas periodu.
J: Kādās apakšklasēs iedala cefeīdu mainīgos lielumus?
A: Cefeīdu mainīgos iedala klasiskajās cefeīdās, II tipa cefeīdās, anomālajās cefeīdās un rūķu cefeīdās.
J: Kas atklāja pirmo zināmo cefeīdu?
A: Džons Gudriks 1784. gadā Cefeja zvaigznājā atklāja pirmo zināmo cefeīdu - Delta Cephei.
J: Kādēļ Delta Cefeja ir ļoti svarīga?
A: Delta Cephei ir ļoti svarīga, jo tās attālums ir ļoti labi zināms, daļēji pateicoties tam, ka tā atrodas zvaigžņu kopā, un precīziem Hubbla kosmiskā teleskopa/Hipparcos paralaksiem.
J: Kāds ir viens no veidiem, kā var izmērīt Visuma izplešanās ātrumu?
A: Cefeīdi ir viens no diviem veidiem, kā var izmērīt Visuma izplešanās ātrumu.