Klassische Cepheid-Variable - Classical Cepheid variable

Hertzsprung-Russell-Diagramm, das die Lage verschiedener Arten von veränderlichen Sternen überlagert auf einer Anzeige der verschiedenen Helligkeitsklassen zeigt .

Klassische Cepheiden (auch bekannt als Population I Cepheiden , Typ I Cepheiden oder Delta Cepheiden ) sind eine Art von Cepheiden Stern . Es handelt sich um Sterne mit variabler Population I , die regelmäßige radiale Pulsationen mit Perioden von einigen Tagen bis zu einigen Wochen und visuellen Amplituden von einigen Zehntel einer Größenordnung bis etwa 2 Größenordnungen aufweisen.

Es besteht eine genau definierte Beziehung zwischen der Leuchtkraft und der Pulsationsperiode einer klassischen Cepheiden-Variablen , die Cepheiden als brauchbare Standardkerzen für die Festlegung der galaktischen und extragalaktischen Entfernungsskalen sichert . Die Beobachtungen des Hubble-Weltraumteleskops (HST) klassischer Cepheiden-Variablen haben strengere Beschränkungen des Hubble-Gesetzes ermöglicht . Klassische Cepheiden wurden auch verwendet, um viele Eigenschaften unserer Galaxie zu klären, wie zum Beispiel die lokale Spiralstruktur und die Höhe der Sonne über der galaktischen Ebene.

In der Milchstraße sind etwa 800 klassische Cepheiden bekannt , von einer erwarteten Gesamtzahl von über 6.000. Mehrere Tausend weitere sind in den Magellanschen Wolken bekannt , weitere in anderen Galaxien; das Hubble-Weltraumteleskop hat einige in NGC 4603 identifiziert , das 100 Millionen Lichtjahre entfernt ist.

Eigenschaften

Die evolutionäre Spur des 5  M _☉ Sterns, der den Instabilitätsstreifen während einer Helium-brennenden blauen Schleife durchquert

Klassische Cepheiden-Variablen sind 4–20-mal massereicher als die Sonne und etwa 1.000 bis 50.000 (über 200.000 für den ungewöhnlichen V810 Centauri ) leuchtkräftiger. Spektroskopisch sind sie helle Riesen oder lichtschwache Überriesen der Spektralklasse F6 – K2. Die Temperatur und der Spektraltyp variieren, während sie pulsieren. Ihre Radien betragen das einige Zehn- bis einige Hundertfache der der Sonne. Leuchtende Cepheiden sind kühler und größer und haben längere Perioden. Zusammen mit den Temperaturänderungen ändern sich auch ihre Radien bei jeder Pulsation (zB um ~25% für die längere Periode l Car ), was zu Helligkeitsschwankungen von bis zu zwei Größenordnungen führt. Die Helligkeitsänderungen sind bei kürzeren Wellenlängen ausgeprägter.

Cepheiden-Variablen können in einem Grundmodus , dem ersten Oberton oder selten einem gemischten Modus pulsieren . Pulsationen in einem höheren Oberton als zuerst sind selten, aber interessant. Die meisten klassischen Cepheiden gelten als Pulsatoren mit fundamentaler Mode, obwohl es nicht einfach ist, die Mode von der Form der Lichtkurve zu unterscheiden. Sterne, die in einem Oberton pulsieren, sind heller und größer als ein Grundmodenpulsator mit der gleichen Periode.

Wenn sich ein Stern mit mittlerer Masse (IMS) zum ersten Mal von der Hauptreihe weg entwickelt , durchquert er den Instabilitätsstreifen sehr schnell, während die Wasserstoffhülle noch brennt. Wenn sich der Heliumkern in einem IMS entzündet, kann er eine blaue Schleife ausführen und den Instabilitätsstreifen erneut durchqueren, während er sich einmal auf hohe Temperaturen und wieder zurück in Richtung des asymptotischen Riesenzweigs entwickelt . Sterne mit einer _{Masse von} mehr als 8–12  M beginnen mit dem Brennen des Kern-Heliums, bevor sie den Rot-Riesen-Zweig erreichen, und werden zu roten Überriesen , können aber immer noch eine blaue Schleife durch den Instabilitätsstreifen ausführen. Die Dauer und sogar Existenz von blauen Schleifen hängt sehr stark von der Masse, Metallizität und Heliumhäufigkeit des Sterns ab. In einigen Fällen können Sterne den Instabilitätsstreifen ein viertes und fünftes Mal überqueren, wenn das Brennen der Heliumschale beginnt. Die Änderungsrate der Periode einer Cepheiden-Variablen kann zusammen mit den im Spektrum nachweisbaren chemischen Häufigkeiten verwendet werden, um abzuleiten, welche Kreuzung ein bestimmter Stern macht.

Klassische Cepheiden-Variablen waren früher Hauptreihensterne vom Typ B als etwa B7, möglicherweise späte O-Sterne, bevor ihnen der Wasserstoff in ihren Kernen ausging. Massivere und heißere Sterne entwickeln sich mit längeren Perioden zu leuchtenderen Cepheiden, obwohl erwartet wird, dass junge Sterne in unserer eigenen Galaxie bei nahezu solarer Metallizität im Allgemeinen genügend Masse verlieren, wenn sie zum ersten Mal den Instabilitätsstreifen erreichen, dass sie Perioden haben werden von 50 Tagen oder weniger. Oberhalb einer bestimmten Masse, 20–50  M _☉, je nach Metallizität, entwickeln sich rote Überriesen zurück zu blauen Überriesen, anstatt eine blaue Schleife auszuführen, aber sie werden dies als instabile gelbe Hyperriesen und nicht als regelmäßig pulsierende Cepheiden-Variablen tun . Sehr massereiche Sterne kühlen nie genug ab, um den Instabilitätsstreifen zu erreichen, und werden nie zu Cepheiden. Bei niedriger Metallizität, zum Beispiel in den Magellanschen Wolken, können Sterne mehr Masse behalten und mit längeren Perioden zu leuchtenderen Cepheiden werden.

Lichtkurven

Delta Cephei Lichtkurve

Phasengefaltete UBVRI- Lichtkurven von Delta Cephei, dem Prototyp der klassischen Cepheiden, die Stärke gegen Pulsationsphase zeigen

Eine Cepheiden-Lichtkurve ist typischerweise asymmetrisch mit einem schnellen Anstieg zum maximalen Licht gefolgt von einem langsameren Abfall zum Minimum (zB Delta Cephei ). Dies ist auf die Phasendifferenz zwischen den Radius- und Temperaturschwankungen zurückzuführen und wird als charakteristisch für einen Grundschwingungspulsator angesehen, den gebräuchlichsten Typ von Typ-I-Cepheid. In einigen Fällen zeigt die glatte pseudo-sinusförmige Lichtkurve einen "Bump", eine kurze Verlangsamung des Abfalls oder sogar einen kleinen Helligkeitsanstieg, was auf eine Resonanz zwischen dem Grundton und dem zweiten Oberton zurückzuführen ist. Die Beule wird am häufigsten auf dem absteigenden Ast bei Sternen mit Perioden um 6 Tage (zB Eta Aquilae ) gesehen. Mit zunehmender Periode rückt die Position der Erhebung näher an das Maximum und kann bei Sternen mit Perioden von etwa 10 Tagen (z . B. Zeta Geminorum ) ein doppeltes Maximum verursachen oder vom primären Maximum nicht mehr zu unterscheiden sein . Bei längeren Perioden ist die Beule auf dem aufsteigenden Ast der Lichtkurve zu sehen (zB X Cygni ), aber für einen Zeitraum von mehr als 20 Tagen verschwindet die Resonanz.

Eine Minderheit der klassischen Cepheiden zeigt nahezu symmetrische sinusförmige Lichtkurven. Diese werden als s-Cepheiden bezeichnet, haben normalerweise niedrigere Amplituden und haben häufig kurze Perioden. Die meisten davon werden als erster Oberton (zB X Sagittarii ) oder höhere Pulsatoren angesehen, obwohl einige ungewöhnliche Sterne, die anscheinend in der Grundmode pulsieren, auch diese Form der Lichtkurve zeigen (zB S Vulpeculae ). Es wird erwartet, dass Sterne, die im ersten Oberton pulsieren, in unserer Galaxie nur mit kurzen Perioden auftreten, obwohl sie bei niedrigerer Metallizität etwas längere Perioden haben können, beispielsweise in den Magellanschen Wolken. Höhere Obertonpulsatoren und Cepheiden, die in zwei Obertönen gleichzeitig pulsieren, sind auch in den Magellanschen Wolken häufiger und sie haben normalerweise etwas unregelmäßige Lichtkurven geringer Amplitude.

Entdeckung

Historische Lichtkurven von W Sagittarii und Eta Aquilae

Am 10. September 1784 entdeckte Edward Pigott die Variabilität von Eta Aquilae , dem ersten bekannten Vertreter der Klasse der klassischen Cepheiden-Variablen. Der Namensgeber der klassischen Cepheiden ist jedoch der Stern Delta Cephei , der einen Monat später von John Goodricke als variabel entdeckt wurde . Delta Cephei ist auch als Kalibrator für die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung von besonderer Bedeutung, da seine Entfernung zu den am genauesten für einen Cepheiden bestimmt ist, teilweise dank seiner Zugehörigkeit zu einem Sternhaufen und der Verfügbarkeit des präzisen Hubble-Weltraumteleskops und der Hipparcos- Parallaxen .

Periode-Leuchtkraft-Beziehung

Die beiden Perioden-Leuchtkraft-Eigenschaften von klassischen und Typ-II-Cepheiden

Die Leuchtkraft eines klassischen Cepheiden steht in direktem Zusammenhang mit seiner Variationsperiode. Je länger die Pulsationsperiode, desto leuchtender ist der Stern. Die Periode-Leuchtkraft-Beziehung 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. Sobald die Periode-Leuchtkraft-Beziehung kalibriert ist, kann die Leuchtkraft eines gegebenen Cepheiden, dessen Periode bekannt ist, festgestellt werden. Ihre Entfernung wird dann aus ihrer scheinbaren Helligkeit ermittelt. Die Periode-Leuchtkraft-Beziehung wurde im Laufe des 20. Jahrhunderts von vielen Astronomen kalibriert, beginnend mit Hertzsprung . Das Kalibrieren der Periode-Leuchtkraft-Beziehung war problematisch; jedoch wurde eine feste galaktische Kalibrierung von Benedict et al. 2007 mit präzisen HST-Parallaxen für 10 nahegelegene klassische Cepheiden. Im Jahr 2008 schätzten ESO- Astronomen die Entfernung zum Cepheiden RS Puppis mit einer Genauigkeit von 1% , wobei sie Lichtechos von einem Nebel verwendeten, in den er eingebettet ist. Letzteres Ergebnis wurde jedoch in der Literatur aktiv diskutiert.

Die folgenden experimentellen Korrelationen zwischen der Periode P einer Population I Cepheiden und ihrer mittleren absoluten Helligkeit M _v wurden aus trigonometrischen Parallaxen des Hubble-Weltraumteleskops für 10 nahe gelegene Cepheiden ermittelt:

${\displaystyle M_{\mathrm {v}}=(-2.43\pm 0.12)\left(\log_{10}P-1\right)-(4.05\pm 0.02)\,}$

mit P in Tagen gemessen. Zur Berechnung des Abstands d zu klassischen Cepheiden können auch folgende Beziehungen verwendet werden :

${\displaystyle 5\log_{10}{d}=V+3.34\log_{10}{P}-2.45(VI)+7.52\,.}$

oder

${\displaystyle 5\log_{10}{d}=V+3.37\log_{10}{P}-2.55(VI)+7.48\,.}$

I und V repräsentieren das nahe Infrarot bzw. den visuellen scheinbaren Mittelwert.

Cepheiden mit kleiner Amplitude

Klassische Cepheiden-Variablen mit visuellen Amplituden unter 0,5 Magnituden, fast symmetrischen sinusförmigen Lichtkurven und kurzen Perioden wurden als separate Gruppe definiert, die als Cepheiden mit kleiner Amplitude bezeichnet wird. Sie erhalten im GCVS das Akronym DCEPS. Die Perioden betragen im Allgemeinen weniger als 7 Tage, obwohl der genaue Cutoff noch umstritten ist. Der Begriff s-Cepheid wird für kurzzeitige Cepheiden kleiner Amplitude mit sinusförmigen Lichtkurven verwendet, die als erste Obertonpulsatoren angesehen werden. Sie befinden sich in der Nähe des roten Randes des Instabilitätsstreifens. Einige Autoren verwenden s-Cepheid als Synonym für die DECPS-Sterne mit kleiner Amplitude, während andere es vorziehen, es nur auf Sterne des ersten Obertons zu beschränken.

Cepheiden mit kleiner Amplitude (DCEPS) umfassen Polaris und FF Aquilae , obwohl beide im Grundmodus pulsieren können. Zu den bestätigten ersten Obertonpulsatoren gehören BG Crucis und BP Circini .

Unsicherheiten in Cepheid bestimmten Entfernungen

Die wichtigsten Unsicherheiten, die mit der Cepheiden-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 (Überblendung) und ein sich änderndes (typischerweise unbekanntes) Extinktionsgesetz auf klassischen Cepheiden-Abständen. All diese Themen werden in der Literatur aktiv diskutiert.

Diese ungelösten Angelegenheiten haben zu zitierten Werten für die Hubble-Konstante 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.

Beispiele

Mehrere klassische Cepheiden haben Variationen, die mit nächtlicher, trainierter Beobachtung mit bloßem Auge aufgezeichnet werden können , darunter der Prototyp Delta Cephei im hohen Norden, Zeta Geminorum und Eta Aquilae, ideal für die Beobachtung rund um die Tropen (in der Nähe der Ekliptik und damit des Tierkreises) und ganz im Süden Beta Doradus . Das nächste Klassenmitglied ist der Nordstern ( Polaris ), dessen Entfernung umstritten ist und dessen gegenwärtige Variabilität ungefähr 0,05 einer Größenordnung beträgt.

Siehe auch

• RR Lyrae variabel
• Sternpulsation
• Typ II Cepheiden

Verweise

Externe Links

• Die Cepheid-Distanzskala: Eine Geschichte, von Nick Allen
• Liste der klassischen Cepheiden im McMaster Cepheid Photometry and Radial Velocity Data Archive
• American Association of Variable Star Observers
• OGLE Atlas variabler Sternlichtkurven – Klassische Cepheiden