SEFEID DEĞIŞKENLER NELERDIR?

Send

Evren gerçekten çok büyük bir yer. Konuşuyoruz… fark edilemeyecek kadar büyük! Aslında, gökbilimciler onlarca yıllık gözlemlere dayanarak, şimdi gözlemlenebilir Evrenin yaklaşık 46 milyar ışıkyılı ölçtüğüne inanıyorlar. Anahtar kelime var gözlemlenebilir, çünkü göremediğimizi göz önüne aldığınızda, bilim adamları bunun aslında 92 milyar ışıkyılı gibi olduğunu düşünüyorlar.

Tüm bunların en zor kısmı, kat edilen mesafelerin doğru ölçümlerini yapmaktır. Ancak modern astronominin doğuşundan bu yana, giderek daha doğru yöntemler gelişti. Gökbilimciler, kırmızıya kaymanın yanı sıra uzak yıldızlar ve galaksilerden gelen ışığı incelemenin yanı sıra, Galaheid içindeki ve ötesindeki nesnelerin mesafesini belirlemek için Cepheid Değişkenleri (CV) olarak bilinen bir yıldız sınıfına da güvenir.

Tanım:

Değişken yıldızlar esas olarak parlaklıklarında dalgalanmalar yaşayan yıldızlardır (yani mutlak parlaklık). Sefeidler Değişkenler, sıcak ve masif oldukları için - Güneşimizden beş ila yirmi kat daha fazla kütle - ve radyal olarak titreşme eğilimleriyle ve hem çap hem de sıcaklıkta değişiklik gösterdikleri için özel bir değişken yıldız türüdür.

Dahası, bu titreşimler doğrudan iyi tanımlanmış ve öngörülebilir zaman periyotlarında (1 ila 100 gün arasında değişen) mutlak parlaklık ile ilişkilidir. Büyüklük ve dönem ilişkisi olarak çizildiğinde, Cephiad parlaklık eğrisinin şekli bir “köpekbalığı yüzgeci” ne benziyor - ani yükselişini ve zirvesini, ardından daha istikrarlı bir düşüşü takip ediyor.

İsim, Cepheus takımyıldızında tanımlanacak ilk CV olan değişken bir yıldız olan Delta Cephei'den türetilmiştir. Bu yıldız spektrumunun analizi, CV'lerin aynı zamanda bir nabız periyodu sırasında sıcaklık (5500 - 66oo K arasında) ve çap (~% 15) bakımından da değişime uğradığını göstermektedir.

Astronomi Alanında Kullanım:

Değişkenlik dönemi ve CV yıldızların parlaklığı arasındaki ilişki, onları Evrenimizdeki nesnelerin mesafesini belirlemede çok yararlı kılar. Periyot ölçüldüğünde, parlaklık belirlenebilir, böylece mesafe modülü denklemi kullanılarak yıldızın mesafesine ilişkin doğru tahminler elde edilir.

Bu denklem şunu belirtir: m – M = 5 günlük d - 5 - nerede m nesnenin görünen büyüklüğü, M nesnenin mutlak büyüklüğüdür ve d parsec cinsinden nesneye olan mesafedir. Sefeid değişkenler, Dünya merkezli paralaks ölçümleri için yaklaşık 65 ışıkyılı ve ESA'nın Hipparcos misyonu için 326 ışıkyılı'nın biraz üzerinde olmak üzere yaklaşık 20 milyon ışıkyılı mesafeye kadar görülebilir ve ölçülebilir.

Parlak oldukları ve milyonlarca ışık yılı uzakta açıkça görülebildiği için, çevrelerindeki diğer parlak yıldızlardan kolayca ayırt edilebilirler. Değişkenlikleri ve parlaklıkları arasındaki ilişkiyle birleşince, bu onları Evrenimizin büyüklüğünü ve ölçeğini çıkarmada son derece yararlı araçlar haline getirir.

Sınıflar:

Sefeid değişkenler, kütlelerindeki, yaşlarındaki ve evrimsel öykülerindeki farklılıklara dayanarak, Klasik Sefeidler ve Tip II Sefeidler olmak üzere iki alt sınıfa ayrılır. Klasik Sefeidler, Güneş'ten 4-20 kat daha büyük ve 100.000 kat daha parlak olan Nüfus I (metal bakımından zengin) değişken yıldızlardır. Günler ila aylar arasında çok düzenli aralıklarla nabız atışı geçirirler.

Bu Sefeidler tipik olarak sarı parlak devler ve süperdevlerdir (spektral sınıf F6 - K2) ve bir titreşim döngüsü sırasında milyonlarca kilometrede yarıçap değişiklikleri yaşarlar. Klasik Sefeidler, Yerel Grup ve ötesindeki galaksilere mesafeleri belirlemek için kullanılır ve Hubble Sabiti'nin kurulabileceği bir araçtır (aşağıya bakınız).

Tip II Sefeidler, tipik olarak 1 ila 50 günlük periyotlarla titreşen Nüfus II (metal bakımından fakir) değişken yıldızlardır. Tip II Sefeidler ayrıca Güneşimizin kütlesinin yaklaşık yarısına sahip olan daha eski yıldızlardır (~ 10 milyar yıl).

Tip II Sefeidler ayrıca sırasıyla 1-4 gün, 10-20 gün ve 20 günden fazla süreleri olan BL Her, W Virginis ve RV Tauri alt sınıflarına (belirli örneklerden sonra adlandırılır) sürelerine göre alt gruplara ayrılır. . Tip II Sefeidler Galaktik Merkeze, küresel kümelere ve komşu gökadalara mesafeyi belirlemek için kullanılır.

Anomalous Sefeid olarak bilinen her iki kategoriye de uymayanlar da vardır. Bu değişkenlerin süresi 2 günden azdır (RR Lyrae'ye benzer), ancak daha yüksek parlaklığa sahiptir. Ayrıca Tip II Sefeidlerden daha yüksek kitlelere ve bilinmeyen yaşlara sahiptirler.

Aynı anda iki modda titreşen, dolayısıyla Çift modlu Sefeid adı verilen Sefeid değişkenlerinin küçük bir kısmı da gözlemlenmiştir. Üç modda çok küçük bir sayı titreşir veya alışılmadık bir mod kombinasyonu.

Gözlem Tarihi:

Keşfedilen ilk Sefeid değişkeni, 10 Eylül 1784'te İngiliz gökbilimci Edward Pigott tarafından gözlemlenen Eta Aquilae idi. Bu yıldız sınıfının ismini taşıyan Delta Cephei, birkaç ay sonra amatör İngiliz gökbilimci John Goodricke tarafından keşfedildi.

1908'de Macellan Bulutları'ndaki değişken yıldızların araştırılması sırasında Amerikalı gökbilimci Henrietta Swan Leavitt, Klasik Sefeidlerin dönemi ve parlaklığı arasındaki ilişkiyi keşfetti. 25 farklı değişkenli yıldızın periyotlarını kaydettikten sonra bulgularını 1912'de yayınladı.

İlerleyen yıllarda, birkaç astronom daha Sefeidler üzerine araştırmalar yapacaktı. 1925 yılına gelindiğinde, Edwin Hubble Samanyolu ve Andromeda Gökadası arasındaki mesafeyi Cepheid değişkenlerine dayanarak belirleyebildi. Bu bulgular, astronomların Samanyolu'nun benzersiz olup olmadığını veya Evrendeki birçok gökadadan birini belirlemeye çalıştıkları Büyük Tartışmayı çözdükleri için çok önemliydi.

Samanyolu ve diğer birkaç gökada arasındaki mesafeyi ölçerek ve Vesto Slipher’in kırmızıya kayma ölçümleriyle birleştirerek Hubble ve Milton L. Humason, Hubble Yasasını formüle edebildi. Kısacası, evrenin yıllar önce önerilen bir şey olarak genişleme durumunda olduğunu kanıtlayabildiler.

20. yüzyıldaki diğer gelişmeler arasında Sefeidlerin farklı sınıflara bölünmesi, astronomik mesafelerin belirlenmesinde sorunların çözülmesine yardımcı oldu. Bu, büyük ölçüde 1940'larda Klasik, Tip II Sefeidler arasındaki büyüklük, yaş ve parlaklık bakımından farkı tanıyan Walter Baade tarafından yapıldı.

Sınırlamalar:

Astronomik mesafeleri belirlemedeki değerlerine rağmen, bu yöntemle bazı sınırlamalar vardır. Bunların başında, Tip II Sefeidler ile dönem ve parlaklık arasındaki ilişkinin düşük metaliklikleri, fotometrik kontaminasyonu ve gaz ve tozun yaydıkları ışık üzerindeki değişen ve bilinmeyen etkisi (yıldızların yok oluşu) ile etkilenebilmesidir.

Bu çözülmemiş sorunlar, Hubble’ın Sabiti için 1 milyon parsec (Mpc) başına 60 km / s ve 80 km / s / Mpc arasında değişen farklı değerlere yol açmıştır. Bu tutarsızlığın giderilmesi, modern kozmolojideki en büyük sorunlardan biridir, çünkü Evrenin gerçek büyüklüğü ve genişleme oranı birbirine bağlıdır.

Bununla birlikte, enstrümantasyon ve metodolojideki gelişmeler Sefeid Değişkenlerin gözlemlendiği doğruluğu arttırmaktadır. Zamanla, bu meraklı ve eşsiz yıldızların gözlemlerinin gerçekten doğru değerler vereceği ve böylece Evreni anlamamız konusunda temel bir şüphe kaynağının ortadan kalkacağı umulmaktadır.

Space Magazine'de Cepheid Değişkenleri hakkında birçok ilginç makale yazdık. İşte Gökbilimciler Kozmik Mesafeleri Ölçmek için Yeni Bir Yol Buluyor, Gökbilimciler Bir Yıldıza Uzaklığı Ölçmek için Işık Yankı ve Rafine Hubble Sabiti ile Karanlık Enerjiye Kapanan Gökbilimciler Kullanıyor.

Astronomi Cast, Nüfus I ve II yıldızlar arasındaki farkları açıklayan ilginç bir bölüme sahiptir - Bölüm 75: Yıldız Popülasyonları.

Kaynaklar: