Цефеида

С Википедије, слободне енциклопедије
Цефеида

Цефеида припада посебној класи променљивих звезда, значајних по веома тесној корелацији између периода променљивости и апсолутне луминозности. Ове звезде добиле су назив по звезди делта Цефеја (Delta Cephei), чију променљивост је први открио Џон Гудрик (John Goodricke), 1784. године.

Захваљујући поменутој период-луминозност корелацији, коју је прва открила Хенријета Свoн Лeвит (Henrietta Swan Leavitt), 1912. године, постало је могуће Цефеиде користити као стандардну свећу (астрономски објекат чија је луминозност позната) за одређивање удаљености до звезданог јата или галаксије у којој се оне налазе. Пошто релација „период-луминозност“ може да се калибрише са веома великом прецизношћу коришћењем најближе звезде цефеиде, удаљености нађене овим методом су међу најтачније утврђеним удаљеностима које су нам данас на располагању.

Историја[уреди | уреди извор]

Криве период-луминозност класичних и тип II цефеида

Едвард Пигот је 10. септембра 1784. открио варијабилност Ета Аквили, првог познатог представника класе класичних варијабли Цефеида.[1] Џон Гудрик је открио да је истоимена звезда за класичне Цефеиде, Делта Цефеј, променљива неколико месеци касније.[2] Број сличних варијабли порастао је на неколико десетина до краја 19. века, а они су се називале класом Цефеида.[3] Већина Цефеида је била позната по карактеристичним облицима светлосних кривуља са брзим повећањем осветљености и грбом, али неке са симетричним светлосним кривинама су биле познате као Геминиди по прототипу ζ Геминорум.[4]

Однос између периода и луминозности за класичне Цефеиде открила је 1908. Хенриета Свон Ливит у истраживању хиљада променљивих звезда у Магелановим облацима.[5] Она је то објавила 1912. године са додатним доказима.[6]

Године 1913, Ејнар Херцшпрунг је покушао да пронађе удаљености до 13 Цефеида користећи њихово кретање кроз небо.[7] (Његови резултати ће касније захтевати ревизију.) Године 1918, Харлоу Шепли је користио Цефеиде да постави почетна ограничења на величину и облик Млечног пута и на положај нашег Сунца у њему.[8] Едвин Хабл је 1924. установио растојање до класичних променљивих Цефеида у галаксији Андромеда, до тада познатој као „Андромедина маглина“ и показао да те варијабле нису чланови Млечног пута. Хаблово откриће решило је питање постављено у „Великој дебати“ о томе да ли Млечни пут представља цео Универзум или је само једна од многих галаксија у свемиру.[9]

Године 1929, Хабл и Милтон Л. Хјумејсон формулисали су оно што је сада познато као Хаблов закон комбиновањем удаљености Цефеида до неколико галаксија са Весто Слиферовим мерењима брзине којом се те галаксије удаљују од нас. Открили су да се свемир шири, потврђујући теорије Георгеса Лемајтра.[10]

Илустрација променљивих цефеида (црвене тачке) у центру Млечног пута.[11]

Средином 20. века, значајни проблеми са астрономском скалом удаљености су решени поделом Цефеида у различите класе са веома различитим особинама. Током 1940-их, Валтер Баде је препознао две одвојене популације Цефеида (класичну и тип II). Класичне Цефеиде су млађе и масивније звезде популације I, док су Цефеиде типа II старије, слабије звезде Популације II.[12][13] Класичне Цефеиде и Цефеиде типа II прате различите односе период-светлост. Луминозност Цефеида типа II је у просеку мања од класичних Цефеида за око 1,5 магнитуде (али и даље је светлија од звезда РР Лира). Бадеово основно откриће довело је до двоструког повећања удаљености до М31 и екстрагалактичке скале удаљености.[14][15] Звезде РР Лире, тада познате као Кластерске варијабле, биле су прилично рано препознате као посебна класа променљивих, делимично због њихових кратких периода.[16][17]

Механику пулсирања као топлотног мотора предложио је 1917. Артур Стенли Едингтон[18] (који је опширно писао о динамици Цефеида), али је С. А. Жевакин тек 1953. идентификовао јонизовани хелијум као вероватан вентил за покретач.[19]

Опис[уреди | уреди извор]

Цефеида обично припада популацији I, и то је џиновска жута звезда. Цефеиде пулсирају, наизменично се ширећи и сажимајући, што резултује у регуларном осциловању њене луминозности. Луминозност цефеида налази се у интервалу од 103 до 104 пута луминозности Сунца. Пошто су цефеиде из популације I, оне се понекад називају и Тип I цефеиде, док су њима сличне (али које припадају популацији II) променљиве типа W Virginis звезде познате као Тип II цефеиде.

Тачна маса цефеида за дату, познату, сјајност или осцилације не може се одредити са било којом великом прецизношћу, али астрономи се надају да ће стећи информације и о томе на основу скоро откривене, треће, звезде из система Поларис[20].

Промене у луминозности су проузроковане циклусима јонизације хелијума у звездиној атмосфери, који су праћени експанзијом (ширењем) и дејонизацијом. Док је јонизована, атмосфера звезде је мање пропусна за светлост. Овај циклус јонизације и дејонизације има период који је у грубом једнак динамичком временском интервалу звезде, тако да на основу њега добијамо и информације о средњој густини звезде једнако добро као и о њеној луминозности.

Подела цефеида[уреди | уреди извор]

Делта цефеиде[уреди | уреди извор]

Делта цефеиде се одликују врло постојаним и дугим периодима промене сјаја који могу бити између 1,5 и 50 дана. У скорије време пронађене су цефеиде с периодима дужим од 100 дана. Амплитуде промене сјаја - разлика привидних величина у максимуму и минимуму сјаја – могу се кретати у интервалу 0,2 - 2,0 звездане величине. Карактеристичан представник звезда овог типа је делта Цефеја. Делта цефеиде припадају звездама спектралног типа Ф, Г и К, њихове апсолутне магнитуде досежу до -6 (што значи да могу бити 10.000 пута сјајније од Сунца). Време потребно да се њихов сјај повећа и опет смањи (период променљиве звезде) говори нам колики је њихов апсолутни сјај. Упоредимо ли потом ту величину с привидним сјајем цефеиде, лако можемо израчунати колико је она од нас удаљена. Цефеиде су стога нарочите важне у астрономији, јер омогућују одређивање удаљености и изван наше Галаксије.

W Virginis[уреди | уреди извор]

Врло су сличне цефеидама, но оне су старије звезде популације II, сиромашније тежим елементима. Периоди промене сјаја код ових звезда варирају од 2 до 45 дана с амплитудама од 0,3 до 1,2 магнитуде.

RR Lyrae[уреди | уреди извор]

Сличне су цефеидама, али имају нешто мањи луминозитет. То су старе звезде популације II, масе отприлике једнаке Сунчевој. Припадају збијеним јатима. Све оне врло брзо мењају свој сјај, периоди износе између 0,05 и 1,2 дана, а притом им се сјај најчешће мења за око једну звездану величину.

Delta Scuti[уреди | уреди извор]

Припадају спектралним типовима А0 – Ф5, амплитуде промене сјаја су им од 0,003 до 0,9 магнитуда, периоди су им 0,01 до 0,2 дана. Променљиве ове врсте настањују подручје галактичке равни, тј. диска.

SX Phoenicis[уреди | уреди извор]

Сличне су променљивим звездама типа delta Scuti, припадају спектралним класама А2 - Ф5. Најчешће се опажају у кугластим јатима. Сјај им се мења с амплитудом од 0,7 магнитуде, а периоди су им 1-2 сата.

Неизвесне удаљености[уреди | уреди извор]

Главне међу несигурностима везаним за класичну скалу удаљености Цефеида и типа II су: природа односа период-луминозност у различитим пропусним опсезима, утицај металности и на нулту тачку и на нагиб тих односа, и ефекти фотометријске контаминације (мешање са другим звездама) и променљив (обично непознат) закон о изумирању на цефеиним удаљеностима. О свим овим темама се активно расправља у литератури.[21][22][23][24][25][26][27][28][29][30][31][32]

Ова нерешена питања су резултирала наведеним вредностима за Хаблову константу (утврђену из класичних цефеида) у распону између 60 km/s/Mpc и 80 km/s/Mpc.[33][21][34][23][35] Решавање овог неслагања је један од најважнијих проблема у астрономији јер космолошки параметри Универзума могу бити ограничени давањем прецизне вредности Хаблове константе.[34][35] Неизвесности су се смањиле током година, делом због открића као што је РС Пупис.

Делта Цефеи је такође од посебног значаја као калибратор релације цефеиног периода и луминозности, јер је његова удаљеност међу најпрецизнијим утврђеним за Цефеиду, делом због тога што је члан звезданог јата[36][37] и доступности прецизне паралаксе Хабловог свемирског телескопа/Хипаркоса.[38] Тачност мерења удаљености паралаксе до варијабли Цефеида и других тела унутар 7.500 светлосних година знатно је побољшана упоређивањем слика са Хабла снимљених у размаку од шест месеци када су Земља и Хабл на супротним странама Сунца.[39]

Референце[уреди | уреди извор]

  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.1786.0002Слободан приступ. 
  3. ^ Clarke, Agnes Mary (1903). Problems in Astrophysics. London, England: Adam & Charles Black. стр. 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 (Теза). Bibcode:2015PhDT........45E. arXiv:1504.02713Слободан приступ. 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 (на језику: немачки). 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:10.1086/122686Слободан приступ. 
  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”. Приступљено 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:0811.3636Слободан приступ. 
  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. Архивирано из оригинала на датум 10. 12. 2007. 
  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). „К Теории Цефеид. I”. Астрономический журнал. 30: 161—179. 
  20. ^ [1], Приступљено 30. 4. 2013.
  21. ^ а б 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:0806.3018Слободан приступ. 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:0912.4864Слободан приступ. doi:10.1007/s10509-009-0258-5. 
  23. ^ а б 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/0603643Слободан приступ. 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:0909.0181Слободан приступ. 
  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/0612465Слободан приступ. 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/9909346Слободан приступ. 
  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/0109446Слободан приступ. 
  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/0608211Слободан приступ. 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:0805.1592Слободан приступ. 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:0902.3747Слободан приступ. 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:0903.4088Слободан приступ. 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:1006.2458Слободан приступ. 
  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/0012376Слободан приступ. doi:10.1086/320638. 
  34. ^ а б 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:1004.1856Слободан приступ. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101829. 
  35. ^ а б 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. стр. 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/9809227Слободан приступ. 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:1201.0993Слободан приступ. 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/0206214Слободан приступ. 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:1401.0484Слободан приступ. doi:10.1088/0004-637X/785/2/161. 

Спољашње везе[уреди | уреди извор]