Vesmír je opravdu, opravdu velké místo. Mluvíme o… nepostřehnutelně velkém! Na základě desítek let pozorování se astronomové nyní domnívají, že pozorovatelný vesmír měří na šířku asi 46 miliard světelných let. Klíčové slovo je pozorovatelný, protože když vezmeme v úvahu to, co nevidíme, vědci se domnívají, že ve skutečnosti měří spíše 92 miliard světelných let.
Nejtěžší na tom všem je provést přesná měření příslušných vzdáleností. Od vzniku moderní astronomie se však vyvíjejí stále přesnější metody. Kromě červeného posuvu a zkoumání světla přicházejícího ze vzdálených hvězd a galaxií se astronomové při určování vzdálenosti objektů v naší Galaxii i mimo ni spoléhají také na třídu hvězd známou jako proměnné cefeidy (CV).
Definice:
Proměnné hvězdy jsou v podstatě hvězdy, u kterých dochází ke kolísání jejich jasnosti (tzv. absolutní svítivosti). Proměnné hvězdy typu cefeid jsou zvláštním typem proměnných hvězd, protože jsou horké a hmotné – mají pětkrát až dvacetkrát větší hmotnost než naše Slunce – a jsou známé svou tendencí k radiálním pulzacím, které se mění jak v průměru, tak v teplotě.
Tyto pulzace navíc přímo souvisejí s jejich absolutní svítivostí, k níž dochází v přesně definovaných a předvídatelných časových intervalech (v rozmezí 1 až 100 dní). Když se vynese do grafu závislost magnitudy na periodě, tvar křivky svítivosti cefiad připomíná „žraločí ploutev“ – do její náhlý vzestup a vrchol, po kterém následuje rovnoměrnější pokles.
Název je odvozen od Delta Cephei, proměnné hvězdy v souhvězdí Cefea, která byla identifikována jako první CV. Analýza spektra této hvězdy naznačuje, že i u CV dochází během pulzační periody ke změnám teploty (mezi 5500 – 66oo K) a průměru (~15 %).
Využití v astronomii:
Vztah mezi periodou proměnnosti a svítivostí CV hvězd je velmi užitečný při určování vzdálenosti objektů v našem vesmíru. Po změření periody lze určit svítivost a získat tak přesný odhad vzdálenosti hvězdy pomocí rovnice modulu vzdálenosti.
Tato rovnice říká, že: m – M = 5 log d – 5 – kde m je zdánlivá magnituda objektu, M je absolutní magnituda objektu a d je vzdálenost objektu v parsecích. Proměnné cefeidy lze pozorovat a měřit do vzdálenosti asi 20 milionů světelných let, zatímco maximální vzdálenost při měření paralaxy na Zemi je asi 65 světelných let a u mise ESA Hipparcos něco přes 326 světelných let.
Protože jsou jasné a jsou dobře viditelné na vzdálenost milionů světelných let, lze je snadno odlišit od jiných jasných hvězd v jejich okolí. V kombinaci se vztahem mezi jejich proměnností a svítivostí se tak stávají velmi užitečným nástrojem při odvozování velikosti a měřítka našeho vesmíru.
Třídy:
Proměnné cefeidy se dělí na dvě podtřídy – klasické cefeidy a cefeidy typu II – na základě rozdílů v jejich hmotnostech, stáří a vývojové historii. Klasické cefeidy jsou proměnné hvězdy populace I (bohaté na kovy), které jsou 4-20krát hmotnější než Slunce a až 100 000krát svítivější. Procházejí pulzacemi s velmi pravidelnými periodami v řádu dnů až měsíců.
Tyto cefeidy jsou obvykle žlutí jasní obři a veleobři (spektrální třída F6 – K2) a během pulzačního cyklu u nich dochází ke změnám poloměru v řádu milionů kilometrů. Klasické cefeidy se používají k určování vzdáleností galaxií v Místní skupině i mimo ni a jsou prostředkem, pomocí něhož lze stanovit Hubblovu konstantu (viz níže).
Cefeidy II. typu jsou proměnné hvězdy II. populace (chudé na kovy), které pulzují s periodou obvykle 1 až 50 dní. Cefeidy typu II jsou také starší hvězdy (~10 miliard let), které mají přibližně poloviční hmotnost našeho Slunce.
Cefeidy typu II se také dělí podle periody na podtřídy BL Her, W Virginis a RV Tauri (pojmenované podle konkrétních příkladů) – ty mají periody 1-4 dny, 10-20 dní a více než 20 dní. Cefeidy typu II se používají ke stanovení vzdálenosti od galaktického centra, kulových hvězdokup a sousedních galaxií.
Existují také cefeidy, které nespadají ani do jedné z těchto kategorií a označují se jako anomální cefeidy. Tyto proměnné mají periody kratší než 2 dny (podobně jako RR Lyrae), ale mají vyšší svítivost. Mají také vyšší hmotnosti než cefeidy typu II a jejich stáří není známo.
Byla také pozorována malá část proměnných cefeid, které pulzují ve dvou režimech současně, odtud název dvourežimové cefeidy. Velmi malý počet proměnných pulzuje ve třech módech nebo v neobvyklé kombinaci módů.
Historie pozorování:
První objevenou proměnnou cefeid byla Eta Aquilae, kterou 10. září 1784 pozoroval anglický astronom Edward Pigott. Delta Cephei, po níž je tato třída hvězd pojmenována, byla objevena o několik měsíců později amatérským anglickým astronomem Johnem Goodrickem.
V roce 1908 při výzkumu proměnných hvězd v Magellanových mračnech objevila americká astronomka Henrietta Swan Leavittová vztah mezi periodou a svítivostí klasických cefeid. Poté, co zaznamenala periody 25 různých proměnných hvězd, publikovala své výsledky v roce 1912.
V následujících letech se výzkumu cefeid věnovalo ještě několik astronomů. V roce 1925 se Edwinu Hubblovi podařilo určit vzdálenost mezi Mléčnou dráhou a Galaxií v Andromedě na základě proměnných cefeid v této galaxii. Tato zjištění byla klíčová, protože vyřešila velkou debatu, v níž se astronomové snažili zjistit, zda je Mléčná dráha jedinečná, nebo zda je jednou z mnoha galaxií ve vesmíru.
Při měření vzdálenosti mezi Mléčnou dráhou a několika dalšími galaxiemi a v kombinaci s měřením jejich červeného posuvu, které provedl Vesto Slipher, byli Hubble a Milton L. Humason schopni formulovat Hubbleův zákon. Stručně řečeno, podařilo se jim dokázat, že vesmír je ve stavu rozpínání, což bylo naznačeno již několik let předtím.
Další vývoj během 20. století zahrnoval rozdělení cefeid do různých tříd, což pomohlo vyřešit problémy při určování astronomických vzdáleností. Zasloužil se o to především Walter Baade, který ve 40. letech 20. století rozpoznal rozdíl mezi cefeidami klasického a II. typu na základě jejich velikosti, stáří a svítivosti.
Omezení:
Přes jejich hodnotu při určování astronomických vzdáleností má tato metoda určitá omezení. Hlavním z nich je skutečnost, že u cefeid typu II může být vztah mezi periodou a svítivostí ovlivněn jejich nižší metalicitou, fotometrickým znečištěním a proměnlivým a neznámým vlivem plynu a prachu na světlo, které vyzařují (hvězdná extinkce).
Tyto nevyřešené problémy vedly k tomu, že se uvádějí různé hodnoty Hubbleovy konstanty – ty se pohybují mezi 60 km/s na 1 milion parseků (Mpc) a 80 km/s/Mpc. Vyřešení tohoto rozporu je jedním z největších problémů moderní kosmologie, protože skutečná velikost a rychlost rozpínání vesmíru spolu souvisejí.
Zlepšování přístrojového vybavení a metodiky však zvyšuje přesnost, s jakou jsou proměnné cefeidy pozorovány. Doufáme, že časem pozorování těchto zajímavých a unikátních hvězd přinesou skutečně přesné hodnoty a odstraní tak klíčový zdroj pochybností o našem chápání vesmíru.
O proměnných cefeidách jsme na stránkách Vesmír dnes napsali mnoho zajímavých článků. Zde jsou články Astronomové našli nový způsob měření kosmických vzdáleností, Astronomové využívají světelnou ozvěnu k měření vzdálenosti ke hvězdě a Astronomové se blíží k temné energii díky zpřesněné Hubbleově konstantě.
Astronomy Cast má zajímavý díl, který vysvětluje rozdíly mezi hvězdami populace I a II – Episode 75: Hvězdné populace.