Universul este un loc foarte, foarte mare. Vorbim de… imperceptibil de mare! De fapt, pe baza a zeci de ani de observații, astronomii cred acum că Universul observabil măsoară aproximativ 46 de miliarde de ani lumină în diametru. Cuvântul cheie este „observabil”, deoarece, dacă luăm în considerare ceea ce nu putem vedea, oamenii de știință cred că, de fapt, are un diametru de aproximativ 92 de miliarde de ani lumină.
Cel mai greu în toate acestea este de a face măsurători exacte ale distanțelor implicate. Dar, de la nașterea astronomiei moderne, au evoluat metode din ce în ce mai precise. Pe lângă deplasarea spre roșu și examinarea luminii provenite de la stelele și galaxiile îndepărtate, astronomii se bazează, de asemenea, pe o clasă de stele cunoscute sub numele de Variabile Cefeide (CV) pentru a determina distanța obiectelor din interiorul și din afara galaxiei noastre.
Definiție:
Stelele variabile sunt, în esență, stele care experimentează fluctuații ale luminozității lor (aka. luminozitatea absolută). Variabilele Cefeide sunt un tip special de stele variabile prin faptul că sunt fierbinți și masive – cu o masă de cinci până la douăzeci de ori mai mare decât cea a Soarelui nostru – și sunt cunoscute pentru tendința lor de a pulsa radial și de a varia atât în ceea ce privește diametrul, cât și temperatura.
În plus, aceste pulsații sunt direct legate de luminozitatea lor absolută, care are loc în perioade de timp bine definite și previzibile (variind de la 1 la 100 de zile). Atunci când este reprezentată ca o relație magnitudine vs. perioadă, forma curbei luminozității Cephiadelor seamănă cu cea a unei „aripioare de rechin” – își face creșterea bruscă și vârful, urmate de un declin mai constant.
Numele provine de la Delta Cephei, o stea variabilă din constelația Cepheus care a fost prima CV care a fost identificată. Analiza spectrului acestei stele sugerează că CV-urile suferă, de asemenea, modificări în ceea ce privește temperatura (între 5500 – 66oo K) și diametrul (~15%) în timpul unei perioade de pulsație.
Utilizare în astronomie:
Relația dintre perioada de variabilitate și luminozitatea stelelor CV le face foarte utile în determinarea distanței obiectelor din Universul nostru. Odată ce perioada este măsurată, se poate determina luminozitatea, obținându-se astfel estimări precise ale distanței stelei cu ajutorul ecuației modulului distanței.
Această ecuație afirmă că: m – M = 5 log d – 5 – unde m este magnitudinea aparentă a obiectului, M este magnitudinea absolută a obiectului, iar d este distanța obiectului în parsecuri. Variabilele cefeide pot fi observate și măsurate până la o distanță de aproximativ 20 de milioane de ani-lumină, în comparație cu o distanță maximă de aproximativ 65 de ani-lumină pentru măsurătorile de paralaxă bazate pe Pământ și puțin peste 326 de ani-lumină pentru misiunea Hipparcos a ESA.
Pentru că sunt luminoase și pot fi văzute clar la milioane de ani-lumină depărtare, ele pot fi ușor de distins de alte stele luminoase din vecinătatea lor. Combinat cu relația dintre variabilitatea și luminozitatea lor, acest lucru le face instrumente extrem de utile pentru a deduce dimensiunea și scara Universului nostru.
Clasi:
Variabilele Cefeide sunt împărțite în două subclase – Cefeidele clasice și Cefeidele de tip II – în funcție de diferențele dintre masele, vârstele și istoriile lor evolutive. Cefeidele clasice sunt stele variabile de populația I (bogate în metale) care sunt de 4-20 de ori mai masive decât Soarele și de până la 100.000 de ori mai luminoase. Ele suferă pulsații cu perioade foarte regulate, de ordinul zilelor până la luni.
Aceste Cefeide sunt, de obicei, gigantice și supergigante galbene strălucitoare (clasa spectrală F6 – K2) și suferă modificări de rază de ordinul milioanelor de kilometri în timpul unui ciclu de pulsații. Cefeidele clasice sunt utilizate pentru a determina distanțele față de galaxiile din cadrul Grupului Local și dincolo de acesta și reprezintă un mijloc prin care poate fi stabilită constanta lui Hubble (a se vedea mai jos).
Cefeidele de tip II sunt stele variabile de populație II (sărace în metal) care pulsează cu perioade cuprinse, de obicei, între 1 și 50 de zile. Cefeidele de tip II sunt, de asemenea, stele mai vechi (~10 miliarde de ani) care au aproximativ jumătate din masa Soarelui nostru.
Cefeidele de tip II sunt, de asemenea, subdivizate în funcție de perioada lor în subclasele BL Her, W Virginis și RV Tauri (numite după exemple specifice) – care au perioade de 1-4 zile, 10-20 de zile și, respectiv, peste 20 de zile. Cefeidele de tip II sunt folosite pentru a stabili distanța până la Centrul Galactic, clusterele globulare și galaxiile vecine.
Există, de asemenea, cele care nu se încadrează în niciuna dintre aceste categorii, care sunt cunoscute sub numele de Cefeide Anomale. Aceste variabile au perioade mai mici de 2 zile (similare cu RR Lyrae), dar au luminozități mai mari. De asemenea, acestea au mase mai mari decât Cefeidele de tip II și au vârste necunoscute.
Au fost observate și o mică proporție de variabile Cefeide care pulsează în două moduri în același timp, de unde și denumirea de Cefeide cu mod dublu. Un număr foarte mic pulsează în trei moduri, sau într-o combinație neobișnuită de moduri.
Istoria observării:
Prima variabilă Cefeidă descoperită a fost Eta Aquilae, care a fost observată pe 10 septembrie 1784 de către astronomul englez Edward Pigott. Delta Cephei, de la care se trage numele acestei clase de stele, a fost descoperită câteva luni mai târziu de astronomul amator englez John Goodricke.
În 1908, în timpul unei cercetări a stelelor variabile din Norii lui Magellan, astronomul american Henrietta Swan Leavitt a descoperit relația dintre perioada și luminozitatea Cefeidelor clasice. După ce a înregistrat perioadele a 25 de stele variabile diferite, ea și-a publicat descoperirile în 1912.
În anii următori, alți câțiva astronomi vor efectua cercetări asupra Cefeidelor. Până în 1925, Edwin Hubble a reușit să stabilească distanța dintre Calea Lactee și galaxia Andromeda pe baza variabilelor Cefeide din cadrul celei din urmă. Aceste descoperiri au fost esențiale, deoarece au rezolvat Marea Dezbatere, în care astronomii căutau să stabilească dacă Calea Lactee era sau nu unică, sau una dintre multele galaxii din Univers.
Prin măsurarea distanței dintre Calea Lactee și alte câteva galaxii și combinarea acesteia cu măsurătorile lui Vesto Slipher privind deplasarea spre roșu a acestora, Hubble și Milton L. Humason au reușit să formuleze Legea lui Hubble. Pe scurt, ei au reușit să demonstreze că Universul se află într-o stare de expansiune, lucru care fusese sugerat cu ani înainte.
Alte evoluții în secolul XX au inclus împărțirea Cefeidelor în diferite clase, ceea ce a ajutat la rezolvarea problemelor legate de determinarea distanțelor astronomice. Acest lucru a fost realizat în mare parte de Walter Baade, care în anii 1940 a recunoscut diferența dintre Cefeidele clasice și Cefeidele de tip II pe baza mărimii, vârstei și luminozității lor.
Limitări:
În ciuda valorii lor în determinarea distanțelor astronomice, există unele limitări ale acestei metode. Principalul dintre acestea este faptul că, în cazul Cefeidelor de tip II, relația dintre perioadă și luminozitate poate fi afectată de metalicitatea lor mai mică, de contaminarea fotometrică și de efectul schimbător și necunoscut pe care gazul și praful îl au asupra luminii pe care o emit (extincția stelară).
Aceste probleme nerezolvate au dus la citarea unor valori diferite pentru constanta lui Hubble – care variază între 60 km/s la 1 milion de parsecuri (Mpc) și 80 km/s/Mpc. Rezolvarea acestei discrepanțe este una dintre cele mai mari probleme ale cosmologiei moderne, deoarece adevărata dimensiune și rata de expansiune a Universului sunt legate.
Cu toate acestea, îmbunătățirile în instrumentație și metodologie sporesc precizia cu care sunt observate variabilele cefeide. În timp, se speră că observațiile acestor stele curioase și unice vor da valori cu adevărat exacte, eliminând astfel o sursă cheie de îndoială cu privire la înțelegerea noastră a Universului.
Am scris multe articole interesante despre Variabilele Cefeide aici, la Universe Today. Iată: Astronomii descoperă o nouă modalitate de măsurare a distanțelor cosmice, Astronomii folosesc ecoul de lumină pentru a măsura distanța până la o stea și Astronomii se apropie de energia întunecată cu ajutorul constantei Hubble rafinate.
Astronomy Cast are un episod interesant care explică diferențele dintre stelele de populația I și II – Episodul 75: Stellar Populations.
.