Het universum is echt een heel grote plaats. We praten ... onmerkbaar groot! In feite, op basis van tientallen jaren aan waarnemingen, geloven astronomen nu dat het waarneembare heelal een diameter heeft van ongeveer 46 miljard lichtjaar. Het sleutelwoord is er waarneembaar, want als je rekening houdt met wat we niet kunnen zien, denken wetenschappers dat het eigenlijk meer dan 92 miljard lichtjaar in doorsnede is.
Het moeilijkste hierbij is het nauwkeurig meten van de betrokken afstanden. Maar sinds de geboorte van de moderne astronomie zijn er steeds nauwkeurigere methoden ontwikkeld. Afgezien van roodverschuiving en het onderzoeken van het licht van verre sterren en sterrenstelsels, vertrouwen astronomen ook op een klasse van sterren die bekend staat als Cepheid Variables (CV's) om de afstand van objecten binnen en buiten onze Melkweg te bepalen.
Definitie:
Variabele sterren zijn in wezen sterren die fluctuaties in hun helderheid ervaren (ook bekend als absolute helderheid). Cepheids-variabelen zijn een speciaal type variabele ster omdat ze heet en massief zijn - vijf tot twintig keer zoveel massa als onze zon - en staan bekend om hun neiging om radiaal te pulseren en te variëren in diameter en temperatuur.
Bovendien zijn deze pulsaties direct gerelateerd aan hun absolute helderheid, die optreedt binnen welbepaalde en voorspelbare tijdsperioden (variërend van 1 tot 100 dagen). Wanneer uitgezet als een relatie tussen magnitude en periode, lijkt de vorm van de Cephiad-helderheidscurve op die van een "haaienvin" - doe zijn plotselinge stijging en piek, gevolgd door een gestage daling.
De naam is afgeleid van Delta Cephei, een variabele ster in het Cepheus-sterrenbeeld dat het eerste CV was dat werd geïdentificeerd. Analyse van het spectrum van deze ster suggereert dat CV's ook veranderingen ondergaan in termen van temperatuur (tussen 5500 - 66oo K) en diameter (~ 15%) tijdens een pulsatieperiode.
Gebruik in de astronomie:
De relatie tussen de periode van variabiliteit en de helderheid van CV-sterren maakt ze erg handig bij het bepalen van de afstand van objecten in ons heelal. Zodra de periode is gemeten, kan de helderheid worden bepaald, wat nauwkeurige schattingen van de afstand van de ster oplevert met behulp van afstandsmodulusvergelijking.
Deze vergelijking stelt dat: m – M = 5 logboek d - 5 - waar m is de schijnbare grootte van het object, M is de absolute grootte van het object, en d is de afstand tot het object in parsecs. Cepheid-variabelen kunnen worden gezien en gemeten tot een afstand van ongeveer 20 miljoen lichtjaar, vergeleken met een maximale afstand van ongeveer 65 lichtjaar voor op aarde gebaseerde parallaxmetingen en iets meer dan 326 lichtjaren voor de ESA-missie Hipparcos.
Omdat ze helder zijn en duidelijk miljoenen lichtjaren ver te zien zijn, kunnen ze gemakkelijk worden onderscheiden van andere heldere sterren in hun omgeving. Gecombineerd met de relatie tussen hun variabiliteit en helderheid, maakt dit hen zeer nuttige hulpmiddelen bij het afleiden van de grootte en schaal van ons universum.
Klassen:
Cepheid-variabelen zijn onderverdeeld in twee subklassen - Klassieke Cepheids en Type II Cepheids - gebaseerd op verschillen in massa, leeftijd en evolutionaire geschiedenis. Klassieke Cepheids zijn Populatie I (metaalrijke) variabele sterren die 4-20 keer zo zwaar zijn als de zon en tot 100.000 keer meer licht. Ze ondergaan pulsaties met zeer regelmatige periodes in de orde van dagen tot maanden.
Deze Cepheids zijn typisch gele, heldere reuzen en superreuzen (spectraalklasse F6 - K2) en ze ervaren straalveranderingen in de miljoenen kilometers tijdens een pulsatiecyclus. Klassieke Cepheids worden gebruikt om afstanden tot sterrenstelsels binnen de Lokale Groep en daarbuiten te bepalen, en zijn een middel waarmee de Hubble-constante kan worden vastgesteld (zie hieronder).
Type II Cepheids zijn Populatie II (metaalarme) variabele sterren die pulseren met periodes van typisch tussen 1 en 50 dagen. Type II Cepheids zijn ook oudere sterren (~ 10 miljard jaar) die ongeveer de helft van de massa van onze zon hebben.
Type II Cepheids zijn ook onderverdeeld op basis van hun periode in de BL Her-, W Virginis- en RV Tauri-subklassen (genoemd naar specifieke voorbeelden) - die periodes hebben van respectievelijk 1-4 dagen, 10-20 dagen en meer dan 20 dagen . Type II Cepheids wordt gebruikt om de afstand tot het galactische centrum, bolhopen en naburige sterrenstelsels vast te stellen.
Er zijn er ook die niet in een van beide categorieën passen, die bekend staan als Anomalous Cepheids. Deze variabelen hebben periodes van minder dan 2 dagen (vergelijkbaar met RR Lyrae) maar hebben een hogere helderheid. Ze hebben ook een hogere massa dan Type II Cepheids en hebben onbekende leeftijden.
Er is ook een klein deel van de Cepheid-variabelen waargenomen die in twee modi tegelijkertijd pulseren, vandaar de naam Double-mode Cepheids. Een heel klein aantal pulseert in drie modi, of een ongebruikelijke combinatie van modi.
Geschiedenis van observatie:
De eerste Cepheid-variabele die werd ontdekt, was Eta Aquilae, die op 10 september 1784 werd waargenomen door de Engelse astronoom Edward Pigott. Delta Cephei, waarnaar deze klasse van sterren is vernoemd, werd enkele maanden later ontdekt door de Engelse amateurastronoom John Goodricke.
In 1908 ontdekte de Amerikaanse astronoom Henrietta Swan Leavitt tijdens een onderzoek naar variabele sterren in de Magelhaense Wolken de relatie tussen de periode en de helderheid van Klassieke Cepheids. Na de perioden van 25 verschillende variabelensterren te hebben geregistreerd, publiceerde ze haar bevindingen in 1912.
In de daaropvolgende jaren zouden nog enkele astronomen onderzoek doen naar Cepheids. Tegen 1925 was Edwin Hubble in staat om de afstand tussen de Melkweg en de Andromeda-melkweg vast te stellen op basis van Cepheid-variabelen binnen de laatste. Deze bevindingen waren cruciaal omdat ze het Grote Debat beslechtten, waar astronomen probeerden vast te stellen of de Melkweg uniek was of niet, of een van de vele sterrenstelsels in het heelal.
Door de afstand tussen de Melkweg en verschillende andere sterrenstelsels te meten en te combineren met Vesto Slipher's metingen van hun roodverschuiving, waren Hubble en Milton L. Humason in staat om de Wet van Hubble te formuleren. Kortom, ze konden bewijzen dat het heelal in een staat van expansie verkeert, iets wat jaren eerder was gesuggereerd.
Verdere ontwikkelingen in de 20e eeuw waren onder meer het verdelen van Cepheids in verschillende klassen, wat hielp bij het oplossen van problemen bij het bepalen van astronomische afstanden. Dit werd grotendeels gedaan door Walter Baade, die in de jaren veertig het verschil tussen klassieke en type II Cepheids herkende op basis van hun grootte, leeftijd en lichtsterkte.
Beperkingen:
Ondanks hun waarde bij het bepalen van astronomische afstanden, zijn er enkele beperkingen bij deze methode. De belangrijkste daarvan is het feit dat bij Type II Cepheids de relatie tussen periode en helderheid kan worden beïnvloed door hun lagere metalliciteit, fotometrische vervuiling en het veranderende en onbekende effect dat gas en stof hebben op het licht dat ze uitstralen (stellaire extinctie).
Deze onopgeloste problemen hebben ertoe geleid dat verschillende waarden worden aangehaald voor Hubble's Constant - die variëren tussen 60 km / s per 1 miljoen parsecs (Mpc) en 80 km / s / Mpc. Het oplossen van deze discrepantie is een van de grootste problemen in de moderne kosmologie, aangezien de ware omvang en snelheid van uitdijing van het heelal met elkaar verbonden zijn.
Verbeteringen in instrumentatie en methodologie verhogen echter de nauwkeurigheid waarmee Cepheid-variabelen worden waargenomen. Na verloop van tijd hopen we dat waarnemingen van deze merkwaardige en unieke sterren echt nauwkeurige waarden zullen opleveren, waardoor een belangrijke bron van twijfel over ons begrip van het heelal wordt weggenomen.
We hebben veel interessante artikelen over Cepheid-variabelen geschreven hier bij Space Magazine. Hier vinden astronomen een nieuwe manier om kosmische afstanden te meten, astronomen gebruiken lichtecho om de afstand tot een ster te meten, en astronomen komen dichter bij donkere energie met een verfijnde hubble-constante.
Astronomy Cast heeft een interessante aflevering die de verschillen tussen populatie I- en II-sterren verklaart - Aflevering 75: Stellar Populations.
Bronnen:
- Wikipedia - Cepheid-variabele
- Hyperfysica - Cepheid-variabelen
- AAVSO - De kosmische afstandsladder
- LCOGT - Cepheid variabele sterren, Supernova- en afstandsmetingen
