Cepheid-Variable - Cepheid variable

RS Puppis , einer der hellsten bekannten Cepheiden in der Milchstraße - Galaxie
( Hubble Weltraumteleskop )

A Cepheid Variable ( / s ɛ f í ɪ d , s Ï f í ɪ d / ) ist eine Art Stern daß pulsiert radial sowohl unterschiedliche Durchmesser und die Temperatur und Änderungen der Helligkeit mit einer gut definierten stabilen Herstellung Periode und Amplitude.

Eine starke direkte Beziehung zwischen der Leuchtkraft und der Pulsationsperiode einer Cepheiden-Variablen etablierte Cepheiden als wichtige Indikatoren kosmischer Benchmarks für die Skalierung galaktischer und extragalaktischer Distanzen . Diese robuste Eigenschaft der klassischen Cepheiden wurde 1908 von Henrietta Swan Leavitt entdeckt, nachdem sie Tausende von veränderlichen Sternen in den Magellanschen Wolken untersucht hatte . Diese Entdeckung ermöglicht es einem, die wahre Leuchtkraft eines Cepheiden zu erkennen, indem man einfach seine Pulsationsperiode beobachtet. Dies wiederum ermöglicht es, die Entfernung zum Stern zu bestimmen, indem man seine bekannte Leuchtkraft mit seiner beobachteten Helligkeit vergleicht.

Der Begriff Cepheid stammt von Delta Cephei im Sternbild Cepheus , das 1784 von John Goodricke identifiziert wurde , dem ersten seiner Art, das so identifiziert wurde.

Die Mechanik der Pulsation als Wärmekraftmaschine wurde 1917 von Arthur Stanley Eddington vorgeschlagen (der ausführlich über die Dynamik von Cepheiden schrieb), aber erst 1953 identifizierte SA Zhevakin ionisiertes Helium als wahrscheinliches Ventil für den Motor.

Geschichte

Die Perioden-Leuchtkraft-Kurven der klassischen und Typ-II-Cepheiden

Am 10. September 1784 entdeckte Edward Pigott die Variabilität von Eta Aquilae , dem ersten bekannten Vertreter der Klasse der klassischen Cepheiden-Variablen. Der namensgebende Stern für die klassischen Cepheiden, Delta Cephei , wurde einige Monate später von John Goodricke als variabel entdeckt . Die Zahl ähnlicher Variablen wuchs bis zum Ende des 19. Jahrhunderts auf mehrere Dutzend an, und sie wurden als eine Klasse als Cepheiden bezeichnet. Die meisten Cepheiden waren von den markanten Lichtkurvenformen mit dem schnellen Helligkeitsanstieg und einem Buckel bekannt, aber einige mit symmetrischeren Lichtkurven wurden nach dem Prototyp ζ Geminorum als Geminiden bekannt .

Ein Zusammenhang zwischen Periode und Leuchtkraft für klassische Cepheiden wurde 1908 von Henrietta Swan Leavitt bei einer Untersuchung Tausender veränderlicher Sterne in den Magellanschen Wolken entdeckt . Sie veröffentlichte es 1912 mit weiteren Beweisen.

Im Jahr 1913 versuchte Ejnar Hertzsprung , Entfernungen zu 13 Cepheiden mithilfe ihrer Bewegung durch den Himmel zu bestimmen. (Seine Ergebnisse müssten später überarbeitet werden.) Im Jahr 1918 benutzte Harlow Shapley Cepheiden, um der Größe und Form der Milchstraße und der Platzierung unserer Sonne in ihr anfängliche Beschränkungen aufzuerlegen . 1924 stellte Edwin Hubble den Abstand zu klassischen Cepheiden-Variablen in der Andromeda-Galaxie fest , die bis dahin als "Andromeda- Nebel " bekannt war, und zeigte, dass diese Variablen nicht Mitglieder der Milchstraße waren. Hubbles Entdeckung klärte die in der " Großen Debatte " aufgeworfene Frage, ob die Milchstraße das gesamte Universum repräsentierte oder nur eine von vielen Galaxien im Universum war.

1929 formulierten Hubble und Milton L. Humason das, was heute als Hubble-Gesetz bekannt ist, indem sie die Cepheiden-Abstände zu mehreren Galaxien mit Vesto Sliphers Messungen der Geschwindigkeit kombinierten, mit der sich diese Galaxien von uns entfernen. Sie entdeckten, dass sich das Universum ausdehnt , was die Theorien von Georges Lemaître bestätigte .

Illustration der Cepheiden-Variablen (rote Punkte) im Zentrum der Milchstraße

Mitte des 20. Jahrhunderts wurden erhebliche Probleme mit der astronomischen Entfernungsskala gelöst, indem die Cepheiden in verschiedene Klassen mit sehr unterschiedlichen Eigenschaften eingeteilt wurden. In den 1940er Jahren erkannte Walter Baade zwei getrennte Populationen von Cepheiden (klassisch und Typ II). Klassische Cepheiden sind jüngere und massereichere Sterne der Population I, während Typ-II-Cepheids ältere, schwächere Sterne der Population II sind. Klassische Cepheiden und Typ-II-Cepheiden folgen unterschiedlichen Perioden-Leuchtkraft-Beziehungen. Die Leuchtkraft von Typ-II-Cepheiden ist im Durchschnitt um etwa 1,5 Größenordnungen geringer als die klassischer Cepheiden (aber immer noch heller als RR-Lyrae-Sterne). Baades bahnbrechende Entdeckung führte zu einer Verdoppelung der Entfernung zu M31 und der extragalaktischen Entfernungsskala. RR-Lyrae-Sterne, damals bekannt als Cluster-Variablen, wurden zum Teil aufgrund ihrer kurzen Perioden relativ früh als separate Klasse von Variablen erkannt.

Die Mechanik der Pulsation als Wärmekraftmaschine wurde 1917 von Arthur Stanley Eddington vorgeschlagen (der ausführlich über die Dynamik von Cepheiden schrieb), aber erst 1953 identifizierte SA Zhevakin ionisiertes Helium als wahrscheinliches Ventil für den Motor.

Klassen

Cepheiden-Variablen werden in zwei Unterklassen unterteilt, die deutlich unterschiedliche Massen, Alter und Evolutionsgeschichte aufweisen: klassische Cepheiden und Typ-II-Cepheiden . Delta-Scuti-Variablen sind A-Typ-Sterne auf oder nahe der Hauptreihe am unteren Ende des Instabilitätsstreifens und wurden ursprünglich als Zwergcepheiden bezeichnet. RR-Lyrae-Variablen haben kurze Perioden und liegen auf dem Instabilitätsstreifen, wo er den horizontalen Zweig kreuzt . Delta-Scuti-Variablen und RR-Lyrae-Variablen werden im Allgemeinen nicht mit Cepheiden-Variablen behandelt, obwohl ihre Pulsationen vom gleichen Helium-Ionisations- Kappa-Mechanismus stammen .

Klassische Cepheiden

Lichtkurve von Delta Cephei , dem Prototyp der klassischen Cepheiden, die die regelmäßigen Variationen zeigt, die durch intrinsische stellare Pulsationen erzeugt werden

Klassische Cepheiden (auch bekannt als Population I Cepheiden, Typ I Cepheiden oder Delta Cepheiden Variablen) unterliegen Pulsationen mit sehr regelmäßigen Perioden in der Größenordnung von Tagen bis Monaten. Klassische Cepheiden sind veränderliche Sterne der Population I , die 4–20 Mal massereicher als die Sonne und bis zu 100.000 Mal leuchtender sind. Diese Cepheiden sind gelbe leuchtende Riesen und Überriesen der Spektralklasse F6 – K2 und ihre Radien ändern sich während eines Pulsationszyklus um (~25% für die längere Periode I Carinae ) Millionen von Kilometern.

Klassische Cepheiden werden verwendet, um Entfernungen zu Galaxien innerhalb der Lokalen Gruppe und darüber hinaus zu bestimmen , und sind ein Mittel, mit dem die Hubble-Konstante bestimmt werden kann. Klassische Cepheiden wurden auch verwendet, um viele Eigenschaften unserer Galaxie zu klären, wie die Höhe der Sonne über der galaktischen Ebene und die lokale Spiralstruktur der Galaxie.

Eine Gruppe klassischer Cepheiden mit kleinen Amplituden und sinusförmigen Lichtkurven wird oft als Small Amplitude Cepheiden oder s-Cepheiden getrennt, von denen viele im ersten Oberton pulsieren.

Typ II Cepheiden

Lichtkurve von κ Pavonis , einer Typ-II-Cepheid, aufgenommen vom Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) der NASA

Typ-II-Cepheiden (auch als Population-II-Cepheiden bezeichnet) sind variable Sterne der Population II , die mit Perioden typischerweise zwischen 1 und 50 Tagen pulsieren. Typ-II-Cepheiden sind typischerweise metallarme , alte (~10 Gyr), Objekte mit geringer Masse (~halbe Sonnenmasse). Typ-II-Cepheiden werden nach Periode in mehrere Untergruppen unterteilt. Sterne mit Perioden zwischen 1 und 4 Tagen gehören zur Unterklasse BL Her , 10–20 Tage gehören zur Unterklasse W Virginis und Sterne mit Perioden über 20 Tagen gehören zur Unterklasse RV Tauri .

Cepheiden vom Typ II werden verwendet, um die Entfernung zum Galaktischen Zentrum , Kugelsternhaufen und Galaxien zu bestimmen .

Anomale Cepheiden

Eine Gruppe pulsierender Sterne auf dem Instabilitätsstreifen hat Perioden von weniger als 2 Tagen, ähnlich den RR-Lyrae-Variablen, jedoch mit höherer Leuchtkraft. Anomale Cepheiden-Variablen haben höhere Massen als Typ-II-Cepheiden, RR-Lyrae-Variablen und unsere Sonne. Es ist unklar, ob es sich um junge Sterne auf einem "umgedrehten" horizontalen Ast handelt, um blaue Nachzügler, die durch Massentransfer in Doppelsternsystemen entstanden sind, oder um eine Mischung aus beidem.

Doppelmodus-Cepheiden

Es wurde beobachtet, dass ein kleiner Teil der Cepheiden-Variablen gleichzeitig in zwei Modi pulsiert, normalerweise im Grundton und im ersten Oberton, gelegentlich im zweiten Oberton. Eine sehr kleine Zahl pulsiert in drei Modi oder eine ungewöhnliche Kombination von Modi mit höheren Obertönen.

Unsicherheiten in Cepheid bestimmten Entfernungen

Die wichtigsten Unsicherheiten, die mit der klassischen und Typ-II-Cepheid-Distanzskala verbunden sind, sind: die Natur der Periode-Leuchtkraft-Beziehung in verschiedenen Durchlassbändern , der Einfluss der Metallizität sowohl auf den Nullpunkt als auch auf die Steigung dieser Beziehungen und die Auswirkungen der photometrischen Kontamination (Blending) und ein sich änderndes (typischerweise unbekanntes) Extinktionsgesetz auf Cepheiden-Abständen. All diese Themen werden in der Literatur aktiv diskutiert.

Diese ungelösten Fragen haben zu zitierten Werten für die Hubble-Konstante (ermittelt aus den klassischen Cepheiden) geführt, die zwischen 60 km/s/Mpc und 80 km/s/Mpc liegen. Die Auflösung dieser Diskrepanz ist eines der wichtigsten Probleme in der Astronomie, da die kosmologischen Parameter des Universums durch die Angabe eines genauen Wertes der Hubble-Konstanten eingeschränkt werden können. Die Unsicherheiten haben sich im Laufe der Jahre verringert, teilweise aufgrund von Entdeckungen wie RS Puppis .

Delta Cephei ist auch als Kalibrator der Cepheiden-Periode-Leuchtkraft-Beziehung von besonderer Bedeutung, da seine Entfernung zu den genauesten für einen Cepheiden gehört, unter anderem weil er Mitglied eines Sternhaufens ist und die Verfügbarkeit des präzisen Hubble-Weltraumteleskops / Hipparcos Parallaxen. Die Genauigkeit der Entfernungsmessungen zu Cepheiden-Variablen und anderen Körpern innerhalb von 7.500 Lichtjahren wird durch die Kombination von Bildern von Hubble, die im Abstand von sechs Monaten aufgenommen wurden, wenn sich Erde und Hubble auf gegenüberliegenden Seiten der Sonne befinden, erheblich verbessert.

Pulsationsmodell

Die akzeptierte Erklärung für das Pulsieren der Cepheiden wird das Eddington-Ventil oder „ κ-Mechanismus “ genannt, wobei der griechische Buchstabe κ (kappa) das übliche Symbol für die Gastrübung ist.

Helium ist das Gas, von dem angenommen wird, dass es dabei am aktivsten ist. Doppelt ionisiertes Helium (Helium, dessen Atomen beide Elektronen fehlen) ist undurchsichtiger als einfach ionisiertes Helium. Je mehr Helium erhitzt wird, desto ionisierter wird es. Im dunkelsten Teil eines Cepheiden-Zyklus ist das ionisierte Gas in den äußeren Schichten des Sterns undurchsichtig, wird also durch die Strahlung des Sterns erhitzt und beginnt sich aufgrund der erhöhten Temperatur auszudehnen. Wenn es sich ausdehnt, kühlt es ab, wird weniger ionisiert und daher transparenter, sodass die Strahlung entweichen kann. Dann stoppt die Expansion und kehrt sich aufgrund der Anziehungskraft des Sterns um. Der Vorgang wiederholt sich dann.

Im Jahr 1879 zeigte August Ritter (1826–1908), dass die adiabatische radiale Pulsationsperiode für eine homogene Kugel mit ihrer Oberflächengravitation und ihrem Radius durch die Beziehung zusammenhängt:

wobei k eine Proportionalitätskonstante ist. Da nun die Oberflächengravitation mit der Kugelmasse und dem Radius durch die Beziehung verbunden ist:

erhält man schließlich:

wobei Q eine Konstante ist, die Pulsationskonstante genannt wird.

Beispiele

Siehe Liste

Verweise

Externe Links