Cefeida

S Vikipedije, slobodne enciklopedije

Cefeida

Cefeida pripada posebnoj klasi promenljivih zvezda, značajnih po veoma tesnoj korelaciji između perioda promenljivosti i apsolutne luminoznosti. Ove zvezde dobile su naziv po zvezdi delta Cefeja (Delta Cephei), čiju promenljivost je prvi otkrio Džon Gudrik (John Goodricke), 1784. godine.

Zahvaljujući pomenutoj period-luminoznost korelaciji, koju je prva otkrila Henrijeta Svon Levit (Henrietta Swan Leavitt), 1912. godine, postalo je moguće Cefeide koristiti kao standardnu sveću (astronomski objekat čija je luminoznost poznata) za određivanje udaljenosti do zvezdanog jata ili galaksije u kojoj se one nalaze. Pošto relacija „period-luminoznost“ može da se kalibriše sa veoma velikom preciznošću korišćenjem najbliže zvezde cefeide, udaljenosti nađene ovim metodom su među najtačnije utvrđenim udaljenostima koje su nam danas na raspolaganju.

Istorija[uredi | uredi izvor]

Krive period-luminoznost klasičnih i tip II cefeida

Edvard Pigot je 10. septembra 1784. otkrio varijabilnost Eta Akvili, prvog poznatog predstavnika klase klasičnih varijabli Cefeida.[1] Džon Gudrik je otkrio da je istoimena zvezda za klasične Cefeide, Delta Cefej, promenljiva nekoliko meseci kasnije.[2] Broj sličnih varijabli porastao je na nekoliko desetina do kraja 19. veka, a oni su se nazivale klasom Cefeida.[3] Većina Cefeida je bila poznata po karakterističnim oblicima svetlosnih krivulja sa brzim povećanjem osvetljenosti i grbom, ali neke sa simetričnim svetlosnim krivinama su bile poznate kao Geminidi po prototipu ζ Geminorum.[4]

Odnos između perioda i luminoznosti za klasične Cefeide otkrila je 1908. Henrieta Svon Livit u istraživanju hiljada promenljivih zvezda u Magelanovim oblacima.[5] Ona je to objavila 1912. godine sa dodatnim dokazima.[6]

Godine 1913, Ejnar Hercšprung je pokušao da pronađe udaljenosti do 13 Cefeida koristeći njihovo kretanje kroz nebo.[7] (Njegovi rezultati će kasnije zahtevati reviziju.) Godine 1918, Harlou Šepli je koristio Cefeide da postavi početna ograničenja na veličinu i oblik Mlečnog puta i na položaj našeg Sunca u njemu.[8] Edvin Habl je 1924. ustanovio rastojanje do klasičnih promenljivih Cefeida u galaksiji Andromeda, do tada poznatoj kao „Andromedina maglina“ i pokazao da te varijable nisu članovi Mlečnog puta. Hablovo otkriće rešilo je pitanje postavljeno u „Velikoj debati“ o tome da li Mlečni put predstavlja ceo Univerzum ili je samo jedna od mnogih galaksija u svemiru.[9]

Godine 1929, Habl i Milton L. Hjumejson formulisali su ono što je sada poznato kao Hablov zakon kombinovanjem udaljenosti Cefeida do nekoliko galaksija sa Vesto Sliferovim merenjima brzine kojom se te galaksije udaljuju od nas. Otkrili su da se svemir širi, potvrđujući teorije Georgesa Lemajtra.[10]

Ilustracija promenljivih cefeida (crvene tačke) u centru Mlečnog puta.[11]

Sredinom 20. veka, značajni problemi sa astronomskom skalom udaljenosti su rešeni podelom Cefeida u različite klase sa veoma različitim osobinama. Tokom 1940-ih, Valter Bade je prepoznao dve odvojene populacije Cefeida (klasičnu i tip II). Klasične Cefeide su mlađe i masivnije zvezde populacije I, dok su Cefeide tipa II starije, slabije zvezde Populacije II.[12][13] Klasične Cefeide i Cefeide tipa II prate različite odnose period-svetlost. Luminoznost Cefeida tipa II je u proseku manja od klasičnih Cefeida za oko 1,5 magnitude (ali i dalje je svetlija od zvezda RR Lira). Badeovo osnovno otkriće dovelo je do dvostrukog povećanja udaljenosti do M31 i ekstragalaktičke skale udaljenosti.[14][15] Zvezde RR Lire, tada poznate kao Klasterske varijable, bile su prilično rano prepoznate kao posebna klasa promenljivih, delimično zbog njihovih kratkih perioda.[16][17]

Mehaniku pulsiranja kao toplotnog motora predložio je 1917. Artur Stenli Edington[18] (koji je opširno pisao o dinamici Cefeida), ali je S. A. Ževakin tek 1953. identifikovao jonizovani helijum kao verovatan ventil za pokretač.[19]

Opis[uredi | uredi izvor]

Cefeida obično pripada populaciji I, i to je džinovska žuta zvezda. Cefeide pulsiraju, naizmenično se šireći i sažimajući, što rezultuje u regularnom oscilovanju njene luminoznosti. Luminoznost cefeida nalazi se u intervalu od 103 do 104 puta luminoznosti Sunca. Pošto su cefeide iz populacije I, one se ponekad nazivaju i Tip I cefeide, dok su njima slične (ali koje pripadaju populaciji II) promenljive tipa W Virginis zvezde poznate kao Tip II cefeide.

Tačna masa cefeida za datu, poznatu, sjajnost ili oscilacije ne može se odrediti sa bilo kojom velikom preciznošću, ali astronomi se nadaju da će steći informacije i o tome na osnovu skoro otkrivene, treće, zvezde iz sistema Polaris[20].

Promene u luminoznosti su prouzrokovane ciklusima jonizacije helijuma u zvezdinoj atmosferi, koji su praćeni ekspanzijom (širenjem) i dejonizacijom. Dok je jonizovana, atmosfera zvezde je manje propusna za svetlost. Ovaj ciklus jonizacije i dejonizacije ima period koji je u grubom jednak dinamičkom vremenskom intervalu zvezde, tako da na osnovu njega dobijamo i informacije o srednjoj gustini zvezde jednako dobro kao i o njenoj luminoznosti.

Podela cefeida[uredi | uredi izvor]

Delta cefeide[uredi | uredi izvor]

Delta cefeide se odlikuju vrlo postojanim i dugim periodima promene sjaja koji mogu biti između 1,5 i 50 dana. U skorije vreme pronađene su cefeide s periodima dužim od 100 dana. Amplitude promene sjaja - razlika prividnih veličina u maksimumu i minimumu sjaja – mogu se kretati u intervalu 0,2 - 2,0 zvezdane veličine. Karakterističan predstavnik zvezda ovog tipa je delta Cefeja. Delta cefeide pripadaju zvezdama spektralnog tipa F, G i K, njihove apsolutne magnitude dosežu do -6 (što znači da mogu biti 10.000 puta sjajnije od Sunca). Vreme potrebno da se njihov sjaj poveća i opet smanji (period promenljive zvezde) govori nam koliki je njihov apsolutni sjaj. Uporedimo li potom tu veličinu s prividnim sjajem cefeide, lako možemo izračunati koliko je ona od nas udaljena. Cefeide su stoga naročite važne u astronomiji, jer omogućuju određivanje udaljenosti i izvan naše Galaksije.

W Virginis[uredi | uredi izvor]

Vrlo su slične cefeidama, no one su starije zvezde populacije II, siromašnije težim elementima. Periodi promene sjaja kod ovih zvezda variraju od 2 do 45 dana s amplitudama od 0,3 do 1,2 magnitude.

RR Lyrae[uredi | uredi izvor]

Slične su cefeidama, ali imaju nešto manji luminozitet. To su stare zvezde populacije II, mase otprilike jednake Sunčevoj. Pripadaju zbijenim jatima. Sve one vrlo brzo menjaju svoj sjaj, periodi iznose između 0,05 i 1,2 dana, a pritom im se sjaj najčešće menja za oko jednu zvezdanu veličinu.

Delta Scuti[uredi | uredi izvor]

Pripadaju spektralnim tipovima A0 – F5, amplitude promene sjaja su im od 0,003 do 0,9 magnituda, periodi su im 0,01 do 0,2 dana. Promenljive ove vrste nastanjuju područje galaktičke ravni, tj. diska.

SX Phoenicis[uredi | uredi izvor]

Slične su promenljivim zvezdama tipa delta Scuti, pripadaju spektralnim klasama A2 - F5. Najčešće se opažaju u kuglastim jatima. Sjaj im se menja s amplitudom od 0,7 magnitude, a periodi su im 1-2 sata.

Neizvesne udaljenosti[uredi | uredi izvor]

Glavne među nesigurnostima vezanim za klasičnu skalu udaljenosti Cefeida i tipa II su: priroda odnosa period-luminoznost u različitim propusnim opsezima, uticaj metalnosti i na nultu tačku i na nagib tih odnosa, i efekti fotometrijske kontaminacije (mešanje sa drugim zvezdama) i promenljiv (obično nepoznat) zakon o izumiranju na cefeinim udaljenostima. O svim ovim temama se aktivno raspravlja u literaturi.[21][22][23][24][25][26][27][28][29][30][31][32]

Ova nerešena pitanja su rezultirala navedenim vrednostima za Hablovu konstantu (utvrđenu iz klasičnih cefeida) u rasponu između 60 km/s/Mpc i 80 km/s/Mpc.[33][21][34][23][35] Rešavanje ovog neslaganja je jedan od najvažnijih problema u astronomiji jer kosmološki parametri Univerzuma mogu biti ograničeni davanjem precizne vrednosti Hablove konstante.[34][35] Neizvesnosti su se smanjile tokom godina, delom zbog otkrića kao što je RS Pupis.

Delta Cefei je takođe od posebnog značaja kao kalibrator relacije cefeinog perioda i luminoznosti, jer je njegova udaljenost među najpreciznijim utvrđenim za Cefeidu, delom zbog toga što je član zvezdanog jata[36][37] i dostupnosti precizne paralakse Hablovog svemirskog teleskopa/Hiparkosa.[38] Tačnost merenja udaljenosti paralakse do varijabli Cefeida i drugih tela unutar 7.500 svetlosnih godina znatno je poboljšana upoređivanjem slika sa Habla snimljenih u razmaku od šest meseci kada su Zemlja i Habl na suprotnim stranama Sunca.[39]

Reference[uredi | uredi izvor]

  1. ^ Pigott, Edward (1785). „Observations of a new variable star”. Philosophical Transactions of the Royal Society. 75: 127—136. Bibcode:1785RSPT...75..127P. S2CID 186212958. doi:10.1098/rstl.1785.0007. 
  2. ^ Goodricke, John (1786). „A series of observations on, and a discovery of, the period of the variation of the light of the star marked δ by Bayer, near the head of Cepheus. In a letter from John Goodricke, Esq. to Nevil Maskelyne, D.D.F.R.S. and Astronomer Royal”. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 76: 48—61. Bibcode:1786RSPT...76...48G. doi:10.1098/rstl.1786.0002 Slobodan pristup. 
  3. ^ Clarke, Agnes Mary (1903). Problems in Astrophysics. London, England: Adam & Charles Black. str. 319. ISBN 9780403014781. 
  4. ^ Engle, Scott (2015). The Secret Lives of Cepheids: A Multi-Wavelength Study of the Atmospheres and Real-Time Evolution of Classical Cepheids (Teza). Bibcode:2015PhDT........45E. arXiv:1504.02713 Slobodan pristup. doi:10.5281/zenodo.45252. 
  5. ^ Leavitt, Henrietta S. (1908). „1777 variables in the Magellanic Clouds”. Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College. 60 (4): 87—108. Bibcode:1908AnHar..60...87L. 
  6. ^ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (1912). „Periods of 25 variable stars in the Small Magellanic Cloud”. Harvard College Observatory Circular. 173: 1—3. Bibcode:1912HarCi.173....1L. 
  7. ^ Hertzsprung, E. (1913). „Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus” [On the spatial distribution of variable [stars] of the δ Cephei type]. Astronomische Nachrichten (na jeziku: nemački). 196 (4692): 201—208. Bibcode:1913AN....196..201H. 
  8. ^ Shapley, H. (1918). „Globular Clusters and the Structure of the Galactic System”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 30 (173): 42. Bibcode:1918PASP...30...42S. doi:10.1086/122686 Slobodan pristup. 
  9. ^ Hubble, E. P. (1925). „Cepheids in spiral nebulae”. The Observatory. 48: 139. Bibcode:1925Obs....48..139H. 
  10. ^ Lemaître, G. (1927). „Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques”. Annales de la Société Scientifique de Bruxelles. 47: 49. Bibcode:1927ASSB...47...49L. 
  11. ^ „VISTA Discovers New Component of Milky Way”. Pristupljeno 29. 10. 2015. 
  12. ^ Wallerstein, George (2002). „The Cepheids of Population II and Related Stars”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 114 (797): 689—699. Bibcode:2002PASP..114..689W. doi:10.1086/341698. 
  13. ^ Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. (2008). „The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II.Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud”. Acta Astronomica. 58: 293. Bibcode:2008AcA....58..293S. arXiv:0811.3636 Slobodan pristup. 
  14. ^ Baade, W. (1958). „Problems in the determination of the distance of galaxies”. Astronomical Journal. 63: 207. Bibcode:1958AJ.....63..207B. doi:10.1086/107726. 
  15. ^ Allen, Nick. „Section 2: The Great Debate and the Great Mistake: Shapley, Hubble, Baade”. The Cepheid Distance Scale: A History. Arhivirano iz originala 10. 12. 2007. g. 
  16. ^ Shapley, Harlow. (1918). „No. 153. Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. Eighth paper: The luminosities and distances of 139 Cepheid variables”. Contributions from the Mount Wilson Observatory. 153: 1. Bibcode:1918CMWCI.153....1S. 
  17. ^ Shapley, Harlow (1918). „Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. Eighth paper: The luminosities and distances of 139 Cepheid variables”. Astrophysical Journal. 48: 279—294. Bibcode:1918ApJ....48..279S. doi:10.1086/142435. 
  18. ^ Eddington, A. S. (1917). „The pulsation theory of Cepheid variables”. The Observatory. 40: 290. Bibcode:1917Obs....40..290E. 
  19. ^ Zhevakin, S. A. (1953). „K Teorii Cefeid. I”. Astronomičeskiй žurnal. 30: 161—179. 
  20. ^ [1][mrtva veza], Pristupljeno 30. 4. 2013.
  21. ^ a b Tammann, G. A.; Sandage, A.; Reindl, B. (2008). „The expansion field: the value of H 0”. The Astronomy and Astrophysics Review. 15 (4): 289—331. Bibcode:2008A&ARv..15..289T. S2CID 18463474. arXiv:0806.3018 Slobodan pristup. doi:10.1007/s00159-008-0012-y. 
  22. ^ Turner, David G. (2010). „The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale”. Astrophysics and Space Science. 326 (2): 219—231. Bibcode:2010Ap&SS.326..219T. S2CID 119264970. arXiv:0912.4864 Slobodan pristup. doi:10.1007/s10509-009-0258-5. 
  23. ^ a b Ngeow, C.; Kanbur, S. M. (2006). „The Hubble Constant from Type Ia Supernovae Calibrated with the Linear and Nonlinear Cepheid Period-Luminosity Relations”. The Astrophysical Journal. 642 (1): L29—L32. Bibcode:2006ApJ...642L..29N. S2CID 17860528. arXiv:astro.ph/0603643 Slobodan pristup. doi:10.1086/504478. 
  24. ^ Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D. (2009). „Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles”. Acta Astronomica. 59 (4): 403. Bibcode:2009AcA....59..403M. arXiv:0909.0181 Slobodan pristup. 
  25. ^ Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E.; Feast, Michael W.; Barnes, Thomas G.; Harrison, Thomas E.; Patterson, Richard J.; Menzies, John W.; Bean, Jacob L.; Freedman, Wendy L. (2007). „Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations”. The Astronomical Journal. 133 (4): 1810. Bibcode:2007AJ....133.1810B. arXiv:astro.ph/0612465 Slobodan pristup. doi:10.1086/511980. 
  26. ^ Stanek, K. Z.; Udalski, A. (1999). „The Optical Gravitational Lensing Experiment. Investigating the Influence of Blending on the Cepheid Distance Scale with Cepheids in the Large Magellanic Cloud”. arXiv:astro-ph/9909346 Slobodan pristup. 
  27. ^ Udalski, A.; Wyrzykowski, L.; Pietrzynski, G.; Szewczyk, O.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Soszynski, I.; Zebrun, K. (2001). „The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Galaxy IC1613: No Dependence of the Period-Luminosity Relation on Metallicity”. Acta Astronomica. 51: 221. Bibcode:2001AcA....51..221U. arXiv:astro.ph/0109446 Slobodan pristup. 
  28. ^ Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. (2006). „A New Cepheid Distance to the Maser‐Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant”. The Astrophysical Journal. 652 (2): 1133—1149. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. S2CID 15728812. arXiv:astro.ph/0608211 Slobodan pristup. doi:10.1086/508530. 
  29. ^ Bono, G.; Caputo, F.; Fiorentino, G.; Marconi, M.; Musella, I. (2008). „Cepheids in External Galaxies. I. The Maser‐Host Galaxy NGC 4258 and the Metallicity Dependence of Period‐Luminosity and Period‐Wesenheit Relations”. The Astrophysical Journal. 684 (1): 102—117. Bibcode:2008ApJ...684..102B. S2CID 6275274. arXiv:0805.1592 Slobodan pristup. doi:10.1086/589965. 
  30. ^ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. (2009). „Concerning the Slope of the Cepheid Period-Luminosity Relation”. The Astrophysical Journal. 696 (2): 1498—1501. Bibcode:2009ApJ...696.1498M. S2CID 16325249. arXiv:0902.3747 Slobodan pristup. doi:10.1088/0004-637X/696/2/1498. 
  31. ^ Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mould, J. R.; Wood, P. R. (2009). „The effect of metallicity on Cepheid magnitudes and the distance to M33”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 396 (3): 1287—1296. Bibcode:2009MNRAS.396.1287S. arXiv:0903.4088 Slobodan pristup. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x. 
  32. ^ Majaess, D. (2010). „The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0”. Acta Astronomica. 60 (2): 121. Bibcode:2010AcA....60..121M. arXiv:1006.2458 Slobodan pristup. 
  33. ^ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Jr., Robert C.; Ford, Holland C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun M. G.; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B. (2001). „Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant”. The Astrophysical Journal. 553 (1): 47—72. Bibcode:2001ApJ...553...47F. S2CID 119097691. arXiv:astro.ph/0012376 Slobodan pristup. doi:10.1086/320638. 
  34. ^ a b Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). „The Hubble Constant”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 48: 673—710. Bibcode:2010ARA&A..48..673F. S2CID 13909389. arXiv:1004.1856 Slobodan pristup. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101829. 
  35. ^ a b Macri, Lucas M.; Riess, Adam G.; Guzik, Joyce Ann; Bradley, Paul A. (2009). „The SH0ES Project: Observations of Cepheids in NGC 4258 and Type Ia SN Hosts”. AIP Conference Proceedings. Stellar Pulsation: Challenges for Theory and Observation: Proceedings of the International Conference. AIP Conference Proceedings. 1170. str. 23—25. Bibcode:2009AIPC.1170...23M. doi:10.1063/1.3246452. 
  36. ^ De Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; De Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A. (1999). „A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations”. The Astronomical Journal. 117 (1): 354—399. Bibcode:1999AJ....117..354D. S2CID 16098861. arXiv:astro.ph/9809227 Slobodan pristup. doi:10.1086/300682. 
  37. ^ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. (2012). „New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei”. The Astrophysical Journal. 747 (2): 145. Bibcode:2012ApJ...747..145M. S2CID 118672744. arXiv:1201.0993 Slobodan pristup. doi:10.1088/0004-637X/747/2/145. 
  38. ^ Benedict, G. Fritz; McArthur, B. E.; Fredrick, L. W.; Harrison, T. E.; Slesnick, C. L.; Rhee, J.; Patterson, R. J.; Skrutskie, M. F.; Franz, O. G.; Wasserman, L. H.; Jefferys, W. H.; Nelan, E.; Van Altena, W.; Shelus, P. J.; Hemenway, P. D.; Duncombe, R. L.; Story, D.; Whipple, A. L.; Bradley, A. J. (2002). „Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei”. The Astronomical Journal. 124 (3): 1695. Bibcode:2002AJ....124.1695B. S2CID 42655824. arXiv:astro.ph/0206214 Slobodan pristup. doi:10.1086/342014. 
  39. ^ Riess, Adam G.; Casertano, Stefano; Anderson, Jay; MacKenty, John; Filippenko, Alexei V. (2014). „Parallax beyond a Kiloparsec from Spatially Scanning the Wide Field Camera 3 on the Hubble Space Telescope”. The Astrophysical Journal. 785 (2): 161. Bibcode:2014ApJ...785..161R. S2CID 55928992. arXiv:1401.0484 Slobodan pristup. doi:10.1088/0004-637X/785/2/161. 

Spoljašnje veze[uredi | uredi izvor]

Cefeida na Vikimedijinoj ostavi.
Preuzeto iz „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Цефеида&oldid=25929700”