Az Univerzum egy nagyon-nagyon nagy hely. Észrevehetetlenül nagy! Valójában a csillagászok több évtizedes megfigyelések alapján ma már úgy vélik, hogy a megfigyelhető Univerzum átmérője körülbelül 46 milliárd fényév. A kulcsszó itt a megfigyelhető, mert ha figyelembe vesszük azt is, amit nem látunk, akkor a tudósok szerint valójában inkább 92 milliárd fényévnyi az átmérője.
A legnehezebb része az egésznek a távolságok pontos mérése. De a modern csillagászat születése óta egyre pontosabb módszerek fejlődtek ki. A vöröseltolódáson és a távoli csillagok és galaxisok fényének vizsgálatán kívül a csillagászok a csillagok egy olyan osztályára is támaszkodnak, amelyet Cepheid-változóknak (CV) neveznek, hogy meghatározzák a galaxisunkon belüli és kívüli objektumok távolságát.
Definíció:
A változó csillagok lényegében olyan csillagok, amelyek fényességükben (más néven abszolút fényességükben) ingadozást tapasztalnak. A Cepheidák változócsillagok a változócsillagok különleges típusa, mivel forróak és nagy tömegűek – öt-hússzor akkora tömegűek, mint a mi Napunk – és ismertek arról, hogy hajlamosak sugárirányban pulzálni, és mind átmérőjük, mind hőmérsékletük változik.
Mi több, ezek a pulzációk közvetlenül kapcsolódnak abszolút fényességükhöz, ami jól meghatározott és kiszámítható időszakon belül (1 és 100 nap között) történik. Ha a magnitúdó és az időszak viszonyaként ábrázoljuk, a Cephiad fényességgörbe alakja egy “cápauszony” alakjára hasonlít – nem a hirtelen emelkedés és csúcspont, amelyet egy egyenletesebb csökkenés követ.
A név a Delta Cephei, a Cepheus csillagképben található változócsillagról származik, amely az első azonosított CV volt. E csillag spektrumának elemzése arra utal, hogy a CV-k a pulzációs periódus alatt a hőmérséklet (5500 – 66oo K között) és az átmérő (~15%) tekintetében is változásokon mennek keresztül.
Használat a csillagászatban:
A CV csillagok változékonysági periódusa és fényessége közötti kapcsolat miatt nagyon hasznosak az Univerzumunkban található objektumok távolságának meghatározásában. A periódus mérése után meghatározható a luminozitás, így a csillag távolságának pontos becslése adható a távolság modulus egyenlet segítségével.
Ez az egyenlet kimondja, hogy: m – M = 5 log d – 5 – ahol m az objektum látszólagos fényessége, M az objektum abszolút fényessége, d pedig az objektum távolsága parszekben. A cefidikus változók körülbelül 20 millió fényév távolságig láthatók és mérhetők, szemben a földi parallaxismérések maximális távolságával, amely körülbelül 65 fényév, és az ESA Hipparcos-missziójának valamivel több mint 326 fényév.
Mivel fényesek, és több millió fényév távolságból is jól láthatók, könnyen megkülönböztethetők a környezetükben lévő más fényes csillagoktól. A változékonyságuk és a fényességük közötti összefüggéssel együtt ez rendkívül hasznos eszközzé teszi őket Univerzumunk méretének és léptékének meghatározásában.
Az osztályok:
A csefeida-változókat két alosztályra – klasszikus csefeidákra és II. típusú csefeidákra – osztják tömegük, koruk és fejlődési történetük különbségei alapján. A klasszikus csefeidák I. populációs (fémben gazdag) változócsillagok, amelyek 4-20-szor nagyobb tömegűek a Napnál és akár 100 000-szer fényesebbek. Napoktól hónapokig terjedő, nagyon szabályos periódusú pulzációkon mennek keresztül.
Ezek a csefeidák jellemzően sárga fényes óriások és szuperóriások (F6 – K2 színképosztály), és egy pulzációs ciklus alatt több millió kilométeres rádiuszváltozásokon mennek keresztül. A klasszikus csefeidákat a Lokális Csoporton belüli és azon túli galaxisok távolságának meghatározására használják, és a Hubble-állandó meghatározásának egyik eszköze (lásd alább).
A II. típusú csefeidák II. populációs (fémszegény) változócsillagok, amelyek jellemzően 1 és 50 nap közötti periódussal pulzálnak. A II. típusú csefeidák szintén idősebb csillagok (~10 milliárd év), amelyek tömege körülbelül fele a mi Napunkénak.
A II. típusú csefeidákat periódusuk alapján a BL Her, W Virginis és RV Tauri alosztályokra is felosztják (amelyeket konkrét példákról neveztek el) – amelyek periódusa 1-4 nap, 10-20 nap, illetve 20 napnál hosszabb. A II. típusú csefeidákat a Galaktikus Középponttól, a gömbhalmazoktól és a szomszédos galaxisoktól való távolság meghatározására használják.
Vannak olyanok is, amelyek egyik kategóriába sem illeszkednek, ezeket anomális csefeidáknak nevezik. Ezek a változók 2 napnál rövidebb periódusúak (hasonlóan az RR Lyrae-hez), de nagyobb fényességűek. Tömegük is nagyobb, mint a II. típusú csefeidáké, és koruk is ismeretlen.
A csefeida-változók egy kis hányadát figyelték meg, amelyek egyszerre két móduszban pulzálnak, innen a kettős móduszú csefeidák elnevezés. Nagyon kis számban három móduszban, vagy a móduszok szokatlan kombinációjában pulzálnak.
A megfigyelés története:
Az első felfedezett Cepheid változó az Eta Aquilae volt, amelyet 1784. szeptember 10-én Edward Pigott angol csillagász figyelt meg. A Delta Cephei-t, amelyről ez a csillagosztály a nevét kapta, néhány hónappal később fedezte fel John Goodricke angol amatőrcsillagász.
1908-ban Henrietta Swan Leavitt amerikai csillagász a Magellán-felhők változócsillagainak vizsgálata során felfedezte a klasszikus csefeidák periódusa és fényessége közötti kapcsolatot. Miután feljegyezte 25 különböző változócsillag periódusát, 1912-ben publikálta eredményeit.
A következő években még számos csillagász végzett kutatásokat a csefeidákkal kapcsolatban. Edwin Hubble 1925-re a Tejútrendszer és az Androméda-galaxis távolságát az utóbbiban található Cepheid-változók alapján tudta megállapítani. Ezek az eredmények kulcsfontosságúak voltak, mivel eldöntötték a nagy vitát, amelyben a csillagászok azt próbálták megállapítani, hogy a Tejútrendszer egyedülálló-e, vagy csak egy a sok galaxis közül az Univerzumban.
A Tejútrendszer és számos más galaxis közötti távolság mérésével, valamint Vesto Slipher vöröseltolódásukról végzett méréseivel kombinálva Hubble és Milton L. Humason meg tudta fogalmazni a Hubble-törvényt. Röviden, be tudták bizonyítani, hogy az Univerzum tágulásban van, amit már évekkel korábban is feltételeztek.
A 20. század további fejleményei közé tartozott a csefeidák különböző osztályokba sorolása, ami segített megoldani a csillagászati távolságok meghatározásával kapcsolatos problémákat. Ezt nagyrészt Walter Baade tette, aki az 1940-es években felismerte a különbséget a klasszikus és a II. típusú csefeidák között méretük, koruk és fényességük alapján.
Korlátozások:
A csillagászati távolságok meghatározásában mutatott értékük ellenére a módszernek vannak korlátai. Ezek közül a legfontosabb, hogy a II. típusú csefeidák esetében a periódus és a luminozitás közötti kapcsolatot befolyásolhatja az alacsonyabb fémesség, a fotometriai szennyeződés, valamint a gáz és a por változó és ismeretlen hatása az általuk kibocsátott fényre (csillagkioltás).
Az ilyen megoldatlan problémák miatt a Hubble-állandóra különböző értékeket adnak meg – ezek 60 km/s per 1 millió parszek (Mpc) és 80 km/s/Mpc között mozognak. Ennek az ellentmondásnak a feloldása a modern kozmológia egyik legnagyobb problémája, mivel az Univerzum valódi mérete és tágulási sebessége összefügg.
A műszerek és a módszertan fejlődése azonban egyre pontosabbá teszi a Cepheid-változók megfigyelését. Idővel remélhetőleg ezeknek a különös és egyedülálló csillagoknak a megfigyelései valóban pontos értékeket fognak adni, és ezzel megszűnik az Univerzum megértésével kapcsolatos kételyek egyik fő forrása.
A Cepheid-változókról számos érdekes cikket írtunk már itt az Universe Today-n. Itt van a Csillagászok új módot találtak a kozmikus távolságok mérésére, a Csillagászok fényvisszaverődést használnak a csillagok távolságának mérésére, és a Csillagászok közelednek a sötét energiához a finomított Hubble-állandóval.
Az Astronomy Cast egy érdekes epizódban magyarázza el az I. és II. populációs csillagok közötti különbségeket – 75. epizód: Csillagpopulációk.