Das Universum ist ein wirklich, wirklich großer Ort . Wir reden… unmerklich groß! Tatsächlich glauben Astronomen, basierend auf jahrzehntelangen Beobachtungen, dass das beobachtbare Universum einen Durchmesser von etwa 46 Milliarden Lichtjahren hat. Das Schlüsselwort dort istbeobachtbar,Denn wenn man das berücksichtigt, was wir nicht sehen können, denken Wissenschaftler, dass es tatsächlich eher 92 Milliarden Lichtjahre breit ist.
Das Schwierigste bei all dem ist die genaue Messung der Entfernungen. Aber seit der Geburt der modernen Astronomie haben sich immer genauere Methoden entwickelt. Abgesehen von der Rotverschiebung und der Untersuchung des Lichts entfernter Sterne und Galaxien verlassen sich Astronomen auch auf eine Klasse von Sternen, die als Cepheiden-Variablen (CVs) bekannt sind, um die Entfernung von Objekten innerhalb und außerhalb unserer Galaxie zu bestimmen.
Definition:
Variable Sterne sind im Wesentlichen Sterne, die Schwankungen in ihrer Helligkeit (auch bekannt als absolute Leuchtkraft) erfahren. Cepheiden-Variablen sind eine besondere Art von veränderlichen Sternen, da sie heiß und massiv sind – fünf- bis zwanzigmal so viel Masse wie unsere Sonne – und für ihre Tendenz bekannt sind, radial zu pulsieren und sowohl im Durchmesser als auch in der Temperatur zu variieren.
Darüber hinaus stehen diese Pulsationen in direktem Zusammenhang mit ihrer absoluten Leuchtkraft, die innerhalb klar definierter und vorhersehbarer Zeiträume (von 1 bis 100 Tagen) auftritt. Wenn sie als Beziehung zwischen Magnitude und Periode aufgetragen wird, ähnelt die Form der Cephiad-Leuchtkraftkurve der einer „Haifischflosse“ – es kommt zu einem plötzlichen Anstieg und einem Höhepunkt, gefolgt von einem stetigeren Rückgang.
Der Name leitet sich von Delta Cephei ab, einem veränderlichen Stern im Sternbild Cepheus, der als erster CV identifiziert wurde. Die Analyse des Spektrums dieses Sterns legt nahe, dass CVs während einer Pulsationsperiode auch Änderungen in Bezug auf Temperatur (zwischen 5500 – 66oo K) und Durchmesser (~15%) unterliegen.
Verwendung in der Astronomie:
Die Beziehung zwischen der Variabilitätsperiode und der Leuchtkraft von CV-Sternen macht sie sehr nützlich bei der Bestimmung der Entfernung von Objekten in unserem Universum. Sobald die Periode gemessen ist, kann die Leuchtkraft bestimmt werden, wodurch genaue Schätzungen der Entfernung des Sterns mithilfe der Entfernungsmodul-Gleichung erhalten werden.
Diese Gleichung besagt:m-m= 5 logD– 5 – womist die scheinbare Größe des Objekts,mdie absolute Größe des Objekts ist undDist die Entfernung zum Objekt in Parsec. Cepheiden-Variablen können in einer Entfernung von etwa 20 Millionen Lichtjahren gesehen und gemessen werden, verglichen mit einer maximalen Entfernung von etwa 65 Lichtjahren für erdbasierte Parallaxenmessungen und etwas mehr als 326 Lichtjahre für die ESAs Hipparcos-Mission .
Kalibrierte Periode-Leuchtkraft-Beziehung für Cepheiden. Bildnachweis: NASA
Da sie hell sind und Millionen Lichtjahre entfernt deutlich zu sehen sind, können sie leicht von anderen hellen Sternen in ihrer Nähe unterschieden werden. In Kombination mit der Beziehung zwischen ihrer Variabilität und Leuchtkraft macht dies sie zu äußerst nützlichen Werkzeugen, um die Größe und den Maßstab unseres Universums abzuleiten.
Klassen:
Cepheiden-Variablen werden in zwei Unterklassen unterteilt – klassische Cepheiden und Typ-II-Cepheiden – basierend auf Unterschieden in ihrer Masse, ihrem Alter und ihrer Evolutionsgeschichte. Klassische Cepheiden sind Bevölkerung I (metallreiche) veränderliche Sterne, die 4-20 mal massereicher sind als die Sonne und bis zu 100.000 mal leuchtender sind. Sie unterliegen Pulsationen mit sehr regelmäßigen Perioden in der Größenordnung von Tagen bis Monaten.
Diese Cepheiden sind typischerweise gelbe leuchtende Riesen und Überriesen (Spektralklasse F6 – K2) und sie erfahren während eines Pulsationszyklus Radiusänderungen von Millionen von Kilometern. Klassische Cepheiden werden verwendet, um Entfernungen zu Galaxien innerhalb des zu bestimmen Lokale Gruppe und darüber hinaus und sind ein Mittel, mit dem die Hubble-Konstante eingerichtet werden (siehe unten).
Typ II Cepheiden sind Bevölkerung II (metallarme) veränderliche Sterne, die mit Perioden von typischerweise zwischen 1 und 50 Tagen pulsieren. Typ-II-Cepheiden sind auch ältere Sterne (~10 Milliarden Jahre), die etwa die Hälfte der Masse unserer Sonne haben.
Typ-II-Cepheiden werden auch basierend auf ihrer Periode in die Unterklassen BL Her, W Virginis und RV Tauri (benannt nach bestimmten Beispielen) unterteilt – die jeweils Perioden von 1-4 Tagen, 10-20 Tagen und mehr als 20 Tagen haben . Typ-II-Cepheiden werden verwendet, um den Abstand zum Galaktisches Zentrum , Kugelsternhaufen und Nachbargalaxien.
Es gibt auch solche, die in keine der beiden Kategorien passen, die als anomale Cepheiden bekannt sind. Diese Variablen haben Perioden von weniger als 2 Tagen (ähnlich wie RR Lyrae), haben jedoch eine höhere Leuchtkraft. Sie haben auch höhere Massen als Typ-II-Cepheids und haben ein unbekanntes Alter.
Es wurde auch ein kleiner Anteil von Cepheiden-Variablen beobachtet, die gleichzeitig in zwei Moden pulsieren, daher der Name Double-Mode-Cepheiden. Eine sehr kleine Zahl pulsiert in drei Modi oder eine ungewöhnliche Kombination von Modi.
Beobachtungsgeschichte:
Die erste entdeckte Cepheiden-Variable war Eta Aquilae, die am 10. September 1784 vom englischen Astronomen Edward Pigott beobachtet wurde. Delta Cephei, nach dem diese Sternklasse benannt ist, wurde einige Monate später vom englischen Amateurastronomen John Goodricke entdeckt.
Hubble-Bild des veränderlichen Sterns RS Puppis, eines der hellsten bekannten veränderlichen Cepheiden-Sterne in der Milchstraße. Bildnachweis: NASA/ESA/Hubble Heritage Team
Im Jahr 1908 entdeckte die amerikanische Astronomin Henrietta Swan Leavitt während einer Untersuchung veränderlicher Sterne in den Magellanschen Wolken die Beziehung zwischen der Periode und der Leuchtkraft der klassischen Cepheiden. Nach der Aufzeichnung der Perioden von 25 verschiedene Variablen Sterne , veröffentlichte sie ihre Ergebnisse 1912.
In den folgenden Jahren würden mehrere weitere Astronomen die Cepheiden erforschen. Bis 1925 konnte Edwin Hubble den Abstand zwischen den Milchstraße und der Andromeda-Galaxie basierend auf Cepheiden-Variablen innerhalb der letzteren. Diese Erkenntnisse waren ausschlaggebend, da sie die Große Debatte , wo Astronomen versuchten festzustellen, ob die Milchstraße einzigartig ist oder nicht oder eine von vielen Galaxien im Universum.
Durch Messen der Entfernung zwischen der Milchstraße und mehreren anderen Galaxien und Kombination mit Vesto Sliphers Messungen ihrer Rotverschiebung , Hubble und Milton L. Humason konnten das Hubblesche Gesetz formulieren. Kurz gesagt, sie konnten beweisen, dass sich das Universum in einem Expansionszustand befindet, was vor Jahren vermutet wurde.
Zu den weiteren Entwicklungen im 20. Jahrhundert gehörte die Einteilung der Cepheiden in verschiedene Klassen, was dazu beitrug, Probleme bei der Bestimmung astronomischer Entfernungen zu lösen. Dies wurde hauptsächlich von Walter Baade getan, der in den 1940er Jahren den Unterschied zwischen klassischen und Typ-II-Cepheiden aufgrund ihrer Größe, ihres Alters und ihrer Leuchtkraft erkannte.
Einschränkungen:
Trotz ihres Wertes bei der Bestimmung astronomischer Entfernungen gibt es bei dieser Methode einige Einschränkungen. Die wichtigste davon ist die Tatsache, dass bei Typ-II-Cepheiden die Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft durch ihre geringere Metallizität, photometrische Kontamination und die sich ändernde und unbekannte Wirkung von Gas und Staub auf das von ihnen emittierte Licht beeinflusst werden kann ( stellares Aussterben ).
Diese ungelösten Probleme haben dazu geführt, dass für die Hubble-Konstante unterschiedliche Werte angegeben wurden – die zwischen 60 km/s pro 1 Million Parsec (Mpc) und 80 km/s/Mpc liegen. Diese Diskrepanz aufzulösen ist eines der größten Probleme in der modernen Kosmologie, da die wahre Größe und Expansionsgeschwindigkeit des Universums miteinander verknüpft sind.
Verbesserungen der Instrumentierung und Methodik erhöhen jedoch die Genauigkeit, mit der Cepheiden-Variablen beobachtet werden. Es ist zu hoffen, dass die Beobachtungen dieser merkwürdigen und einzigartigen Sterne mit der Zeit wirklich genaue Werte liefern werden, wodurch eine wesentliche Quelle der Zweifel an unserem Verständnis des Universums beseitigt wird.
Wir haben hier bei Universe Today viele interessante Artikel über Cepheiden-Variablen geschrieben. Hier ist Astronomen finden einen neuen Weg, kosmische Entfernungen zu messen , Astronomen verwenden Lichtecho, um die Entfernung zu einem Stern zu messen , und Astronomen nähern sich dunkler Energie mit verfeinerter Hubble-Konstante .
Astronomy Cast hat eine interessante Episode, die die Unterschiede zwischen den Sternen der Population I und II erklärt – Episode 75: Sternenpopulationen .
Quellen:
