Cepheide

En Cepheid er en stjerne, der varierer mellem en større, lysere stat og en mindre, tættere en. De er meget lysende variable stjerner, af en klasse, der var især massive og varmt, med op deres brændstof tidligt, forlader dem i denne pulserende tilstand. Det stærke direkte sammenhæng mellem en cepheide s lysstyrke og pulsering periode sikrer for cepheider deres status som vigtige indikatorer for oprettelse de galaktiske og ekstragalaktisk afstandsskalaer fjernsalg.

Cepheide variabler er opdelt i flere underklasser som udviser markant forskellige masser, aldre og evolutionære historie: klassisk cepheider, type II cepheider, anormale cepheider og dværg cepheider.

Udtrykket Cepheid stammer fra Delta Cephei i stjernebilledet Cepheus, den første stjerne af denne type identificeret, af John Goodricke i 1784. Delta Cephei er også af særlig betydning som en kalibrator af Cepheid periode-lysstyrke forhold siden dens afstand er blandt de mest netop etableret for en Cepheid, til dels takket være sit medlemskab i en stjerne klynge og tilgængeligheden af ​​præcise Hubble Space Telescope / Hipparcos parallaxes. Nøjagtigheden af ​​målingerne afstand til Cepheide variabler og andre organer inden for 7.500 lysår er stærkt forbedret ved at kombinere billeder fra Hubble taget seks måneders mellemrum, når Jorden og Hubble er på modsatte sider af solen.

Klasser

Klassiske cepheider

Klassiske cepheider gennemgår svingningerne med meget regelmæssige perioder i størrelsesordenen dage til måneder. Klassiske cepheider er Befolkning I variable stjerner, der er 4-20 gange mere massiv end Solen, og op til 100.000 gange mere lysende. Cepheider er gule supergiants af spektral klasse F6 - K2 og deres radier ændring af millioner af kilometer i løbet af en pulsationscyklus.

Klassiske cepheider bruges til at bestemme afstande til galakser i lokale gruppe og uden, og er en måde, hvorpå der kan etableres Hubble konstant. Klassiske cepheider er også blevet anvendt til at afklare mange karakteristika vores galakse, såsom Solens højde over galaktiske flyet og Galaxy lokale spiral struktur.

Type II cepheider

Type II cepheider er befolkningen II variable stjerner, som pulserer med perioder typisk mellem 1 og 50 dage. Type II cepheider er typisk metal-fattige, gamle, lave masse objekter. Type II cepheider er opdelt i flere undergrupper af perioden. Stjerner med perioder mellem 1 og 4 dage er i BL Hendes underklasse, 10-20 dage hører til W Virginis underklasse, og stjernerne med perioder på mere end 20 dage hører til RV Tauri underklasse.

Type II cepheider bruges til at etablere afstanden til galaktiske center, kuglehobe, og galakser.

Historie

Den 10. september 1784 Edward Pigott opdaget variabiliteten af ​​Eta Aquilae, den første kendte repræsentant for klassen af ​​klassiske cepheide variabler. Men den eponyme stjerne for klassisk cepheider er Delta Cephei, opdagede at være variabel af John Goodricke et par måneder senere.

Et forhold mellem den periode og lysstyrke for klassiske cepheider blev opdaget i 1908 af Henrietta Swan Leavitt i en undersøgelse af tusindvis af variable stjerner i Magellanske Skyer. Hun offentliggjorde det i 1912 med yderligere beviser.

I 1913, Ejnar Hertzsprung udført forskning på cepheider. Hans forskning vil senere kræve en revision, dog. I 1915, Harlow Shapley brugt cepheider til at placere de første begrænsninger på størrelsen og formen af ​​Mælkevejen, og placeringen af ​​Solen i det. I 1924, Edwin Hubble etablerede afstanden til klassiske cepheide variabler i Andromeda galaksen, og viste, at variablerne ikke var medlemmer af Mælkevejen. Det afgøres øen Universe debat, der vedrørte, om Mælkevejen og Universet var synonyme, eller var Mælkevejen blot én i en overflod af galakser, der udgør universet.

I 1929, Hubble og Milton L. Humason formuleret, hvad der nu er kendt som Hubbles lov ved at kombinere Cepheide afstande til flere galakser med Vesto Slipher målinger af den hastighed, hvormed disse galakser trækker sig tilbage fra os. De opdagede, at universet udvider sig. Imidlertid blev udvidelsen af ​​universet posited flere år før af Georges Lemaître.

I midten af ​​det 20. århundrede blev der betydelige problemer med astronomiske afstand skala løses ved at dividere de cepheider i forskellige klasser med meget forskellige egenskaber. I 1940'erne, Walter Baade anerkendt to separate populationer af cepheider. Klassiske cepheider er yngre og mere massive population I stjerner, mens type II cepheider er ældre svagere Population II stjerner. Klassiske cepheider og type II cepheider følge forskellige periode-lysstyrke relationer. Den lysstyrke type II cepheider er i gennemsnit mindre end klassiske cepheider med omkring 1,5 størrelser. Indledende undersøgelser af cepheide afstande blev kompliceret af utilsigtet iblanding af klassisk cepheider og type II cepheider. Walter Baade s skelsættende opdagelse førte til en firedobling i afstanden til M31, og ekstragalaktisk afstand skalaen. RR Lyrae stjerner blev anerkendt ret tidligt som en særskilt klasse af variable, dels på grund af deres korte perioder.

Usikkerheder i Cepheid bestemmes afstande

Chief blandt de usikkerheder knyttet til den klassiske og type II Cepheid afstand skala er: arten af ​​den periode-lysstyrke forhold i forskellige pasbånd, virkningerne af metalindhold på både nul-punktet og hældning af disse relationer, og virkningerne af fotometrisk forurening og et skiftende udslettelse lov om Cepheide afstande. Alle disse emner er aktivt diskuteret i litteraturen.

Disse uløste spørgsmål har resulteret i citerede værdier for Hubble konstanten på mellem 60 km / s / Mpc og 80 km / s / Mpc. Løsning denne uoverensstemmelse er en af ​​de fremmeste problemer i astronomi siden de kosmologiske parametre i universet kan blive begrænset af at levere en præcis værdi Hubble konstant.

Dynamik pulsering

Den accepterede forklaring på pulsering af cepheider kaldes Eddington ventil, eller κ-mekanisme, hvor det græske bogstav κ angiver røgtæthed. Helium er gassen menes at være mest aktive i processen. Dobbelt ioniseret helium er mere uigennemsigtige end enkeltvis ioniseret helium. Jo mere helium opvarmes, desto mere ioniseret bliver det. På dimmest del af en cepheide cyklus, den ioniserede gas i de ydre lag af stjernen er uigennemsigtigt, og så opvarmes af stjernens stråling og på grund af den øgede temperatur, begynder at ekspandere. Som det udvider sig, det køler, og så bliver mindre ioniseret og dermed mere gennemsigtige, således at strålingen at undslippe. Så stopper udvidelsen, og vender på grund af stjernens tyngdekraft attraktion. Processen gentages derefter.

Mekanikken i pulsering som en varme-motor blev foreslået i 1917 af Arthur Stanley Eddington, men det var ikke før 1953, at SA Zhevakin identificeret ioniseret helium som en sandsynlig ventil til motoren.

Eksempler

  • Klassiske cepheider inkluderer: Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus, RT Aurigae, Polaris, samt Delta Cephei. Nordstjernen er det tætteste klassisk Cepheid, selvom stjernen udviser mange særegenheder og dens afstand er et emne af aktiv debat.
  • Type II cepheider nævnes: W Virginis og BL Herculis.
  • Dwarf cepheider inkluderer: Delta Scuti, SX phoenicis.
  0   0
Næste artikel Engelsk Delftware

Kommentarer - 0

Ingen kommentar

Tilføj en kommentar

smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile
Tegn tilbage: 3000
captcha