Klassiske Cepheider ( engelsk klassiske Cepheider ), Cepheider af I-typen af befolkningen , Cepheider af I-typen , Cepheider af Delta Cephei -typen er en type variable stjerner ( Cepheider ). De tilhører den første type population af galakser, de viser tegn på regelmæssige radiale pulsationer med perioder fra flere dage til flere uger med en lysstyrkeamplitude fra flere tiendedele af en størrelsesorden til 2 størrelsesorden.
Der er fundet en klar sammenhæng mellem lysstyrken af en klassisk Cepheid og dens pulsationsperiode, [1] [2] som gør det muligt at bruge Cepheider som standardlys til at bestemme skalaen af afstande i Galaksen og videre. [3] [4] [5] [6] Ifølge observationerne af klassiske cepheider på Hubble- teleskopet var det muligt at forfine konstanten i Hubble-loven . [3] [4] [6] [7] [8] Også information om klassiske cepheider bruges til at bestemme Mælkevejens karakteristika, såsom spiralstrukturen eller Solens højde over Galaksens plan . [5]
Omkring 800 cepheider er kendt i Mælkevejen, og det forventede samlede antal er 6000. Flere tusinde cepheider er kendt i de magellanske skyer . Lignende objekter er også blevet fundet i andre galakser; [9] Hubble-rumteleskopet har opdaget flere i galaksen NGC 4603 , 100 millioner lysår væk. [ti]
Klassiske cepheider er 4-20 gange tungere end Solen [11] og har lysstyrker på mellem 1000 og 50.000 (mere end 200.000 for V810 Centauri ) sollysstyrker [12] . Disse stjerner tilhører lyse giganter eller supergiganter med lav lysstyrke af spektraltypen F6 - K2. Temperaturen og spektraltypen af et objekt ændrer sig, når det svinger. Radierne er flere titusinder eller hundredvis af gange større end solenergien. Lysere Cepheider er koldere og større og har også længere pulseringsperioder. I løbet af pulseringer ændres ikke kun temperaturen, men også radius (for eksempel med ~25% for en lang periode l Bil ), hvilket fører til en ændring i lysstyrken op til to størrelser. Ved korte bølgelængder er ændringen i lysstyrke mere udtalt [13] .
Cepheider kan pulsere i fundamental tilstand , første overtone eller blandet tilstand. Pulsationer i overtoner over den første er sjældne, men de er også af interesse [2] . De fleste klassiske cepheider anses for at pulsere i den fundamentale tilstand, selvom typen af pulsering er svær at bestemme ud fra lyskurvens form. Stjerner, der pulserer i overtonen, er lysere og større end dem, der pulserer i grundtilstanden med samme periode [14] .
Når en stjerne med mellemmasse forlader hovedsekvensen, krydser den ustabilitetsstriben meget hurtigt og brænder op i brintlaget. Når kernehelium begynder at brænde, kan stjernen tegne en blå sløjfe og krydse ustabilitetsstrimlen igen, første gang når den bevæger sig mod højere temperaturer og når den vender tilbage mod den asymptotiske kæmpegren . Stjerner med masser af størrelsesordenen 8-12 M ⊙ eller mere begynder processen med at brænde helium i kernen, før de når den røde kæmpegren og bliver til røde supergiganter, men de kan også lave en blå sløjfe, når de passerer gennem ustabilitetsstrimlen. Varigheden og tilstedeværelsen af blå sløjfer er meget afhængig af stjernens masse, metallicitet og heliumindhold. I nogle tilfælde kan stjernen krydse ustabilitetsstrimlen for fjerde eller femte gang, når heliumbrændingen i konvolutten begynder. Ændringshastigheden af Cepheid-pulsationsperioden samt den relative overflod af forskellige kemiske forbindelser (bestemt ud fra spektret) gør det muligt at forstå på hvilket tidspunkt stjernen passerer gennem ustabilitetsstriben [15] .
Klassiske cepheider er hovedsekvensstjerner af spektralklasse B tidligere end B7, sandsynligvis sene klasse O-stjerner, før de udtømmer brinten i deres kerne. Mere massive og varmere stjerner bliver lysere Cepheider med længere perioder, selvom unge stjerner i galaksen, med nær-solar metallicitet, menes at miste en stor mængde masse, når de når ustabilitetsstriben, med deres pulsationsperioder på 50 dage eller mindre. Ved en masse over en vis værdi, 20-50 M ⊙ afhængig af metallicitet, går røde kæmper i udviklingsforløbet tilbage til det blå superkæmpestadium og går ikke gennem det blå sløjfestadium, men de vil samtidig opføre sig som ustabile gule hypergiganter og ikke korrekt pulserende cepheider. Meget massive stjerner afkøles ikke nok til at nå ustabilitetsstriben og bliver ikke til cepheider. Ved lav metallicitet, for eksempel i de magellanske skyer, kan stjerner beholde mere masse og blive til lysere cepheider med længere pulseringsperioder [12] .
Cepheidens lyskurve er normalt asymmetrisk med en hurtig stigning til maksimal lysstyrke efterfulgt af et langsomt fald i lysstyrken til minimum (såsom Delta Cephei). Dette skyldes forskellen i fase mellem variationerne i radius og temperatur og betragtes som et tegn på objekter, der pulserer i den fundamentale (fundamentale) tilstand, som omfatter Type I-cepeider. I nogle tilfælde har en jævn pseudo-sinusformet lyskurve et spring, en kortvarig opbremsning i lysets henfald eller endda en stigning i lyset, hvilket menes at skyldes resonans mellem grundtilstanden og den anden overtone. Springet ses oftest på den faldende del af lyskurven for stjerner med en periode på omkring 6 dage (f.eks. Eta Eagle ). Efterhånden som perioden øges, skifter placeringen af springet til et maksimum og kan føre til et dobbelt maksimum, eller umulig at skelne fra det første maksimum, for stjerner med en periode på omkring 10 dage (for eksempel Zeta Gemini ). I længere perioder kan man se et spring på lyskurvens stigende gren (f.eks. X Cygnus ), men i længere perioder end 20 dage forsvinder resonansen.
Et mindre antal klassiske cepheider har en næsten sinusformet lyskurve. De kaldes s-Cepheider og har normalt mindre amplituder og kortere perioder. De fleste af dem anses for at være cepheider af den første overtone (f.eks. X Skytten ) eller højere overtoner, selvom nogle usædvanlige stjerner ser ud til at pulsere i fundamental tilstand, men også har en sinusformet lyskurve (f.eks . S-kantareller ). Stjerner, der pulserer i den første overtone, antages at have korte perioder i vores galakse, men ved lave metalliciteter, som i de magellanske skyer, kan perioden stige. Objekter, der pulserer i højere overtoner og cepheider, der pulserer i to overtoner på én gang, er også mere almindelige i de magellanske skyer; de har normalt mindre amplituder og noget uregelmæssige lyskurver. [2] [16]
Den 10. september 1784 opdagede Edward Pigott variationen af stjernen Eta Aquila , det første kendte medlem af den klassiske Cepheid-type. Imidlertid er denne type variabel stjerne opkaldt efter Delta Cephei, hvis variation blev opdaget af John Goodryk en måned senere. [17] Delta Cephei er også et vigtigt objekt til at kalibrere periode-lysstyrkeforholdet, da afstanden til denne stjerne er en af de mest pålidelige blandt alle Cephei, eftersom Delta Cephei tilhører en stjernehob, [18] [19] og der er også nøjagtige parallakser for stjernen, målt med Hubble- og Hipparcos- teleskoperne . [tyve]
Lysstyrken af klassiske cepheider er direkte relateret til deres pulsationsperiode. Jo længere periode, jo større lysstyrke har stjernen. Periode-lysstyrkeforholdet for klassiske cepheider blev opdaget i 1908 af Henrietta Swan Leavitt som en del af en undersøgelse af tusindvis af variable stjerner i de magellanske skyer. [21] Hun offentliggjorde det resulterende forhold i 1912 [22] . Efter kalibrering af afhængigheden kan man indstille lysstyrken for en vilkårlig Cepheid, hvis perioden for dens pulsering er kendt. Afstanden til Cepheiden kan derefter bestemmes ud fra de tilsyneladende lysstyrkedata. Lysstyrkens afhængighed af pulsationsperioden er blevet kalibreret af mange astronomer gennem det tyvende århundrede, begyndende med Einar Hertzsprung . [23] En sådan kalibrering er forbundet med en række vanskeligheder. En pålidelig kalibrering blev opnået af Benedict et al. i 2007 fra Hubble parallaksedata for 10 nærliggende klassiske cepheider. [24] I 2008 bestemte ESO -astronomer afstanden til Cepheid RS Puppis til inden for 1 % ved hjælp af lysekkodata fra stjernetågen, hvori stjernen er indlejret. [25] Dette skøn er dog bestridt af en række kilder. [26]
Følgende relation for pulsationsperioden P af en Population I Cepheid og dens absolutte størrelse Mv blev afledt af trigonometriske parallaksedata opnået af Hubble Space Telescope for 10 klassiske Cepheider tættest på Solen:
hvor P måles i dage. [20] [24] Følgende relation kan også bruges til at estimere afstanden d til den klassiske Cepheid:
[24]eller
[27]I og V er gennemsnitsværdierne af den tilsyneladende stjernestørrelse i de infrarøde og synlige dele af spektret.
Klassiske cepheider med tilsyneladende størrelsesamplituder mindre end 0,5 størrelsesorden, næsten symmetriske lyskurver og korte pulsationsperioder er klassificeret i en separat gruppe kaldet lavamplitude-cepeider. For dem er forkortelsen DCEPS i blevet introduceret i General Catalogue of Variable Stars . Typisk overstiger perioderne for sådanne stjerner ikke 7 dage, selvom den nøjagtige grænse stadig er i tvivl. [28] Betegnelsen s-Cepheid bruges for Cepheider med en kort pulsationsperiode og lav lysamplitude med en sinusformet lyskurve. Det menes, at sådanne genstande pulserer i den første overtone. De er placeret nær den røde kant af ustabilitetsbåndet. Nogle forfattere bruger udtrykket s-cepheider som et synonym for DCEP-stjerner med lav amplitude, andre mener, at denne betegnelse kun kan anvendes på stjerner, der pulserer i den første overtone. [29] [30]
Cepheider med lav amplitude (DCEPS) inkluderer Polaris og FF Aquila , selvom begge objekter også kan pulsere i den fundamentale tilstand. Objekter, hvis krusning i den første overtone er solidt etableret, inkluderer BG for Southern Cross og BP af Compasses . [31] [32]
Hovedtyperne af usikkerhed ved estimering af afstanden til cepheider er egenskaberne for lysstyrkens afhængighed af perioden i forskellige spektralbånd, metallicitetens effekt på nulpunktet og hældningen af denne afhængighed, effekten af fotometrisk blanding af objekter og ændre (normalt ifølge en dårligt kendt lov) absorption. Alle disse typer effekter er meget omtalt i litteraturen. [4] [7] [12] [33] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41]
På grund af tilstedeværelsen af disse usikkerheder varierer værdierne af Hubble-konstanten opnået fra cepheider fra 60 km/s/Mpc til 80 km/s/Mpc. [3] [4] [6] [7] [8] Eliminering af fejl ved bestemmelse af Hubble-konstanten er en af astronomiens vigtigste opgaver, eftersom en række kosmologiske parametre i universet kan bestemmes ud fra den nøjagtige værdi af Hubble-konstanten. [6] [8]
Nogle klassiske cepheider udviser lysstyrkevariationer, der kan ses på tidsskalaer på flere dage, selv med det blotte øje. Sådanne objekter omfatter Delta Cephei (på den nordlige himmel), Zeta Gemini og Eta Eagle (lette at observere i troperne) og Beta Southern Fiskene (på den sydlige himmel).
Betegnelse (navn) | Konstellation | Åbning | Maksimal tilsyneladende størrelse (m V ) [42] | Minimum tilsyneladende størrelse (m V ) [42] | Periode (dag) [42] | Spektral klasse | Bemærk |
---|---|---|---|---|---|---|---|
ηAql | Ørn | Edward Pigott , 1784 | 3m.48 _ _ | 4m.39 _ _ | 07.17664 | F6 Ibv | |
FF Aql | Ørn | Charles Morse Huffer , 1927 | 5m.18 _ _ | 5m.68 _ _ | 04.47 | F5Ia-F8Ia | |
TT Aql | Ørn | 6m.46 _ _ | 7m.7 _ _ | 13,7546 | F6-G5 | ||
U Aql | Ørn | 6m.08 _ _ | 6m.86 _ _ | 07.02393 | F5I-II-G1 | ||
T Ant | Pumpe | 5 m.00 _ | 5m.82 _ _ | 05.898 | G5 | Besidder muligvis en uobserverbar ledsager. Man troede tidligere, at objektet er en type II Cepheid [43] | |
RT Aur | Auriga | 5 m.00 _ | 5m.82 _ _ | 03.73 | F8Ibv | ||
l bil | Køl | 3m.28 _ _ | 4m.18 _ _ | 35,53584 | G5 Iab/Ib | ||
δCep | Cepheus | John Goodrick , 1784 | 3m.48 _ _ | 4m.37 _ _ | 05.36634 | F5Ib-G2Ib | dobbeltstjerne set gennem en kikkert |
AX Cir | Kompas | 5m.65 _ _ | 6m.09 _ _ | 05.273268 | F2-G2II | spektroskopisk binær, har en ledsager med masse 5 M ⊙ af spektral type B6 | |
B.P. Cir | Kompas | 7m.31 _ _ | 7m.71 _ _ | 02.39810 | F2/3II-F6 | spektroskopisk binær, har en ledsager med masse 4,7 M ⊙ af spektral type B6 | |
BG Cru | Sydkors | 5m.34 _ _ | 5m.58 _ _ | 03.3428 | F5Ib-G0p | ||
R Cru | Sydkors | 6m.40 _ _ | 7m.23 _ _ | 05.82575 | F7Ib/II | ||
S cru | Sydkors | 6m.22 _ _ | 6m.92 _ _ | 04.68997 | F6-G1Ib-II | ||
T Cru | Sydkors | 6m.32 _ _ | 6m.83 _ _ | 06.73331 | F6-G2Ib | ||
X Cyg | Svane | 5m.85 _ _ | 6m.91 _ _ | 16.38633 | G8Ib [44] | ||
SU Cyg | Svane | 6m.44 _ _ | 7m.22 _ _ | 03.84555 | F2-G0I-II [45] | ||
β Dor | sydlig fisk | 3m.46 _ _ | 4m.08 _ _ | 09.8426 | F4-G4Ia-II | ||
ζ Ædelsten | Tvillinger | Johann Schmidt , 1825 | 3m.62 _ _ | 4m.18 _ _ | 10,15073 | F7Ib til G3Ib | |
V473 Lyr | Lyra | 5m.99 _ _ | 6m.35 _ _ | 01.49078 | F6Ib-II | ||
R Mus | Flyve | 5m.93 _ _ | 6m.73 _ _ | 07.51 | F7Ib-G2 | ||
S Mus | Flyve | 5m.89 _ _ | 6m.49 _ _ | 09.66007 | F6Ib-G0 | ||
S Nor | Firkant | 6m.12 _ _ | 6m.77 _ _ | 09.75411 | F8-G0Ib | det lyseste medlem af klyngen NGC 6087 | |
QZ Nor | Firkant | 8m.71 _ _ | 9m.03 _ _ | 03.786008 | F6I | komponent af den åbne klynge NGC 6067 | |
V340 heller ikke | Firkant | 8m.26 _ _ | 8m.60 _ _ | 11.2888 | G0Ib | komponent af den åbne klynge NGC 6067 | |
V378 Nor | Firkant | 6m.21 _ _ | 6m.23 _ _ | 03.5850 | G8Ib | ||
B.F.Oph | Ophiuchus | 6m.93 _ _ | 7m.71 _ _ | 04.06775 | F8-K2 [46] | ||
RS hvalp | hård | 6m.52 _ _ | 7m.67 _ _ | 41,3876 | F8Iab | ||
S Sge | Pil | John Ellard Gore , 1885 | 5m.24 _ _ | 6m.04 _ _ | 08.382086 [47] | F6Ib-G5Ib | |
U Sgr | Skytten (i M25 ) | 6m.28 _ _ | 7m.15 _ _ | 06.74523 | G1Ib [48] | ||
W Sgr | Skytten | 4m.29 _ _ | 5m.14 _ _ | 07.59503 | F4-G2Ib | Optisk dobbelt med γ 2 Sgr | |
X Sgr | Skytten | 4m.20 _ _ | 4m.90 _ _ | 07.01283 | F5-G2II | ||
V636Sco | Skorpionen (stjernebillede) | 6m.40 _ _ | 6m.92 _ _ | 06.79671 | F7/8Ib/II-G5 | ||
R Tra | Sydlige Trekant | 6m.4 _ _ | 6m.9 _ _ | 03.389 | F7Ib/II [48] | ||
S Tra | Sydlige Trekant | 6m.1 _ _ | 6m.8 _ _ | 06.323 | F6II-G2 | ||
α UMi ( polarstjerne ) | Ursa Minor | Einar Hertzsprung , 1911 | 1m.86 _ _ | 2m.13 _ _ | 03.9696 | F8Ib eller F8II | |
AH Vel | Sejle | 5m.5 _ _ | 5m.89 _ _ | 04.227171 | F7Ib-II | ||
S Vul | Kantarel | 8m.69 _ _ | 9m.42 _ _ | 68.464 | G0-K2(M1) | ||
T Vul | Kantarel | 5m.41 _ _ | 6m.09 _ _ | 04.435462 | F5Ib-G0Ib | ||
U Vul | Kantarel | 6m.73 _ _ | 7m.54 _ _ | 07.990676 | F6Iab-G2 | ||
SV Vul | Kantarel | 6m.72 _ _ | 7m.79 _ _ | 44.993 | F7Iab-K0Iab |
variable stjerner | |
---|---|
Eruptiv | |
Pulserende | |
roterende | |
Katalysmisk | |
formørkende binære filer | |
Lister | |
Kategori: Variable stjerner |