Cefeidės – švytinčios kintamos žvaigždės: apibrėžimas, klasifikacija ir reikšmė

Atraskite cefeides: pulsuojančias kintamas žvaigždes, jų klasifikaciją, reikšmę standartinėms žvakėms ir vaidmenį atstumų matavimuose bei kosminėje skalėje.

Cefeidės yra ryškus ir labai svarbus kintamųjų žvaigždžių tipas: tai žvaigždės, kurių spindesys periodiškai kinta dėl pulsuojančių paviršiaus sluoksnių. Tarp cefeidžių šviesumo ir pulsacijos periodo egzistuoja tvirtas ir patikimas ryšys — vadinamoji periodo–šviesumo priklausomybė (Leavitt dėsnis). Dėl šios savybės cefeidės plačiai naudojamos kaip standartinės žvakės galaktinių ir ekstragalaktinių atstumų skalėms nustatyti: žinodami periodą, galime nuspėti žvaigždės absoliutųjį šviesumą ir palyginę jį su stebimu ryškumu apskaičiuoti atstumą.

Klasifikacija ir pagrindinės grupės

Cefeidiniai kintamieji skirstomi į kelis poklasius, kurie skiriasi mase, amžiumi, cheminiu sudėjimu ir evoliucine istorija:

1. Klasikinės cefeidės (Population I) — tai jaunos, masyvios (dažniausiai ~3–11 M☉) ir metalų turinčios žvaigždės. Jų periodai paprastai siekia nuo maždaug 1–2 dienų iki kelių dešimčių dienų (kartais >50 d). Jos randamos spiralinėse galaktikų diskuose ir žvaigždžių formavimosi regionuose. Šios cefeidės yra pagrindinės atstumų matuoklės galaktikų viduje ir net artimų galaktikų atžvilgiu.
2. II tipo cefeidės (Population II) — senesnės, mažesnės masės (~0.5–0.6 M☉) ir metalų kiekiu skurdžios žvaigždės. Jas dar skirsto į potipius pagal periodą ir evoliuciją (pvz., BL Her, W Virginis, RV Tauri rūšys). Periodai dažnai sutampa su klasikinių cefeidžių diapazonu, tačiau jų šviesumas esant tam pačiam periodui būna mažesnis.
3. Anomalios cefeidės — aptinkamos dažniausiai mažose palydovinėse galaktikose ir senose žvaigždžių populiacijose. Jų masės ir amžiai yra tarp klasikinių ir II tipo cefeidžių (dažnai ~1–2 M☉), todėl jų kilmė gali būti susijusi su masės perdavimu dvigubose sistemose arba su specifine žvaigždžių evoliucija.
4. Nykštukinės cefeidės (kartais siejamos su Delta Scuti arba SX Phoenicis tipo objektais) — trumpaperiodės, mažesnio šviesumo pulsacijos žvaigždės, kurių periodai gali būti valandomis arba mažiau nei parą. Jos nėra tokios patikimos kaip standartinės žvakės ilgais atstumais, bet svarbios žvaigždžių įsisavinimo ir pulsacijų tyrimams.

Pulsacijos mechanizmas

Pulsacijos varomos vadinamuoju kappa-mechanizmu: tam tikruose žvaigždės sluoksniuose (dažniausiai He II jonizacijos zonoje) laikinai padidėja šiluminis slopinimas (opacitetas), todėl sluoksniai sugeria šviesos energiją ir išsiplečia; vėliau jie atšoka ir aušta, o procesas kartojasi periodiškai. Dėl to keičiasi spindesys, paviršiaus temperatūra ir spindulio dydis.

Šviesumo–periodo ryšys ir jo praktinė reikšmė

Henrietta Leavitt XX a. pradžioje atrado, kad cefeidžių periodas koreliuoja su jų absoliučiuoju šviesumu — ilgiau pulsuojančios cefeidės yra šviesesnės. Šis ryšys leidžia konstruoti atstumų skalę:

• matuojamas periodas iš šviesio kreivės,
• iš periodo nustatomas absoliutusis šviesumas pagal periodo–šviesumo funkciją,
• palyginus su matomu ryškumu ir pataisius dėl išcentrinio užtemimo (extinction) arba metalų kiekio įtakos, gaunamas atstumas.

Praktikoje taikomos korekcijos: metalų kiekio įtaka (metallicity), absorbcija tarpžvaigždinėje terpėje ir pulsacijos režimai (fundamentinė arba pirmojo užtemimo modusas). Norint sumažinti užtemimo poveikį, dažnai stebima infraraudonajame spektre arba naudojami vadinamieji Wesenheit parametrai.

Istorija ir svarbūs pavyzdžiai

Pirmoji žinoma cefeidė buvo Delta Cephei Cefejaus žvaigždyne, kurią 1784 m. atrado Johnas Goodricke'as. Delta Cephei yra labai svarbi, nes jos atstumas yra labai gerai žinomas iš dalies todėl, kad ji priklauso žvaigždžių spiečiui, ir dėl tikslių Hubble'o kosminio teleskopo/Hipparcos paralaxų. Delta Cephei tapo etalonu periodo–šviesumo ryšies kalibravimui mūsų aplinkoje.

Henrietta Leavitt atradimas ir vėlesnės kalibracijos (pvz., Edwin Hubble darbas naudojant cefeides M31 atstumui nustatyti, HST Key Project) leido astronomams nustatyti galaktikų atstumus ir dar vėliau apskaičiuoti Visatos plėtimosi greitį (Hubble’io konstantą). Šiuo metu kalibraciją gerina Gaia ir HST tikslūs paralaksų matavimai.

Stebėjimai, modeliavimas ir iššūkiai

Cefeidžių tyrimai apima fotometriją (šviesio kreivių stebėjimą), spektroskopiją (greičio krintančiųjų kreivių ir cheminio sudėties nustatymas) ir teorinius pulsacijų bei evoliucijos modelius. Svarbūs aspektai:

• periodo nustatymas ir šviesio kreivės analizė (formos, asymetrijos ir Fourier dekompozicija),
• metalų kiekio įtaka periodo–šviesumo ryšiui — skirtingos populiacijos reikalauja atskirų kalibracijų,
• užtemimo (reddening) korekcijų poreikis — mažinamas stebint IR,
• pulsacijos režimai (fundamentinis vs. užtemimo režimai) ir daugiaperiodiškumas kai kuriuose egzemplioriuose,
• dvigubos sistemos: masės perdavimas ir binariškumas gali pakeisti cefeidės savybes.

Apibendrinimas

Cefeidės yra vienas iš pagrindinių astronomijos „matavimo įrankių“: jų periodo–šviesumo ryšys leidžia matuoti atstumus daugeliui galaktikų ir sudaro esminį žingsnį Visatos atstumų kopėčiose. Tuo pačiu jos yra svarbūs eksperimentai žvaigždžių evoliucijos, pulsacijų fizikos ir cheminės sudėties tyrimuose. Tolimesni tikslinimai (t. y. paralaksų tikslinimas, metalų poveikio įvertinimas ir infraraudonieji stebėjimai) leidžia gerinti atstumų matavimų patikimumą ir mažinti kosmologinių parametrų netikrumus.

Klausimai ir atsakymai

K: Kas yra cefeidės?

K.: Koks yra ryšys tarp cefeidžių šviesumo ir jų pulsacijos periodo?

K: Kodėl cefeidės yra svarbios standartinės žvakės galaktinių ir ekstragalaktinių atstumų skalėse?

K: Į kokius poklasius skirstomi cefeidiniai kintamieji?

K: Kas atrado pirmąją žinomą cefeidę?

K: Kodėl Delta Cefei yra labai svarbi?

K: Kaip galima išmatuoti Visatos plėtimosi greitį?

Paieška pagal raidę