WikiDer > Cepheid

Der Stern RS Puppis ist einer der hellsten Cepheiden in der Milchstraße. Dieses Bild wurde erstellt mit Hubble-Weltraumteleskop.

Medien abspielen

Lichtechos von RS Puppis dringen in dieser Aufnahme in a . durch Reflexionsnebel.

Ein Cepheiden ist eine Art Stern Dass sich kreisförmig ausbreitender Impuls,^[1] variabel in Durchmesser und Temperatur, wodurch diese Veränderungen in Helligkeit zeigt an. Diese Sterne produzieren stabile und bekannte Perioden und Amplituden.

Eine starke direkte Verbindung zwischen den Zeitraum^[2][3] und der absolute Größe macht Cepheid zu einer wichtigen Astronomie Kontrollpunkte^[4] kann verwendet werden. Dieses robuste Merkmal der klassischen Cepheiden wurde 1908 von . entdeckt Henrietta Leavitti, nachdem sie Tausende haben variable Sterne studiert in der Magellansche Wolken. Dank dieser Entdeckung konnte die wahre Leuchtkraft einfach durch die Beobachtung der Pulsationsperiode abgeleitet werden. Durch den Vergleich der absoluten Größe mit der scheinbare Helligkeit, kann die Entfernung zum Stern bestimmt werden. Zur Ermittlung von Entfernungen zu Spiralgalaxien oder der Hubble-Konstante^[5][6][7] sie sind daher weit verbreitet.

Lichtkurve von Delta Cepheid

Der Begriff Cepheiden ist vom Prototyp abgeleitet Delta-Cepheid im Sternbild Kepheus, entdeckt von John Goodricke im Jahr 1784.

Die Dauer eines Cepheid beträgt zwischen 1 Tag und einigen Monaten, bei Delta Cepheid 5,366 Tage. Die Größe von Delta Cephei schwankt zwischen 3,6 und 4,3, die Spektraltyp reicht dann von F5 bis G2. Die berühmteste Cepheide ist Polaris.

Klassen

Dieses Bild zeigt kürzlich entdeckte Cepheiden (die roten Punkte) in der zentralen Ausbuchtung der Milchstraße. Der gelbe Stern zeigt die Position der Sonne an.^[8]

Cepheiden werden in zwei Unterklassen unterteilt: klassische Cepheiden und Typ II Cepheiden. Diese Klassen haben deutlich unterschiedliche Massen, Alter und zeigen unterschiedliche Entwicklungsgeschichten.

Impulse von Delta-Scuti-Variablen und RR Lyrae-Variablen werden durch den gleichen Mechanismus wie bei Cepheiden verursacht: die Kappa-Mechanismus. Dies ist ein Phänomen, bei dem die Materie weniger transparent wird. Delta Scuti Changeables sind Tippe ASterne auf oder in der Nähe des Hauptfolge befinden sich im unteren Teil des Instabilitätsstreifen. Diese Sterne wurden früher Zwergcepheiden genannt. RR Lyrae-Sterne haben eine kurze Periode und sind auf der zu finden horizontaler Ast wo es den Instabilitätsstreifen kreuzt. Außerdem sollten Cepheiden nicht mit verwechselt werden Beta Cephei-Variablen: Dies sind Sterne vom frühen Typ mit kurzer Periode und kleiner Amplitude.

Die klassischen Cepheiden

Klassische Cepheiden (auch als Population I Cepheiden, Typ I Cepheiden oder Delta-Cepheid-Variablen bezeichnet) zeigen Pulsationen in sehr regelmäßigen Perioden, die von Tagen bis Monaten dauern können. Klassische Cepheiden sind Bevölkerung I-Sterne und variable Sterne, das ist etwa das 4- bis 20-fache der Sonnenmasse enthalten.^[9] Sie können bis zu 100.000 Mal so hell wie die Sonne sein.^[10] Diese Cepheiden sind gelb, leuchtend Riesen und Überriesen mit Spektralklassen F6 bis K2. Der Radius eines solchen Sterns kann während eines Zyklus Millionen Kilometer größer sein, Steigerungen von bis zu 25 % der Gesamtmenge sind möglich.^[11]

Klassische Cepheiden werden verwendet, um Entfernungen zu anderen Galaxien im zu bestimmen Lokale Gruppe und darüber hinaus. Sie werden auch bei der Bestimmung der Hubble-Konstante.^{[5][6][7][12][13]} Die klassischen Cepheiden wurden auch verwendet, um viele Eigenschaften unserer eigenen Galaxie zu bestimmen, wie etwa die Höhe der Sonne relativ zur galaktischen Oberfläche und relativ zu unserer lokalen Spiralstruktur der Milchstraße.^[4]

Eine Gruppe klassischer Cepheiden mit kleinen Amplituden und a sinusförmig Lichtkurven werden oft als eine Klasse für sich angesehen, die s-Cepheid-Variablen. Viele davon pulsieren im ersten Oberton.

Typ II Cepheiden

Die Lichtkurve des Sterns κ Pavonis, einer Typ-II-Cepheid, gemessen mit dem Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS Weltraumteleskop von NASA).

Typ II Cepheiden (auch Population II Cepheiden genannt) sind variable Sterne der Population II, die typischerweise mit Perioden zwischen 1 und 50 Tagen pulsieren.^[14][15] Typ-II-Cepheiden sind normalerweise Metall arm, sehr alte (etwa 10 Milliarden Jahre) Sterne von relativ geringer Masse (etwa halb so groß wie unsere Sonne). Diese Typ-II-Cepheiden werden je nach Periode in eine Reihe von Untergattungen unterteilt. Sterne mit einer Periode zwischen 1 und 4 Tagen sind die BL Herculis Variablen. Wenn der Zeitraum 10 bis 20 Tage beträgt, nennen wir sie die W Virginis-Variablen. Wenn der Zeitraum länger als 20 Tage ist, werden sie aufgerufen RV Tauri-Wechselartikel.^[14][15]

Typ-II-Cepheiden werden verwendet, um den Abstand zum galaktisches Zentrum, Kugelsternhaufen und Galaxien.^{[16][17][18][19][20][21]}

Unregelmäßige Cepheiden

Es gibt eine andere Gruppe pulsierender Sterne auf dem Instabilitätsstreifen mit Perioden von weniger als zwei Tagen, ähnlich den RR-Lyrae-Variablen, aber mit größerer Leuchtkraft. Unregelmäßige Cepheiden haben eine größere Masse als Typ-II-Cepheiden, RR-Lyrae-Variablen und unsere Sonne. Es ist noch nicht klar, ob es sich um junge Stars auf der horizontaler Ast, oder blaue Nachzügler, die durch Stoffübergang zwischen Doppelsterne.^[22] Vielleicht stimmt beides.

Dualmodus-Cepheiden

Ein kleiner Bruchteil der Cepheiden wurde beobachtet, die eine zweite Art von Pulsationsmuster aufweisen, wobei das erste Muster am häufigsten zu sehen ist.^[23] Ein sehr kleiner Bruchteil pulsiert gleichmäßig in drei Modi^[24] oder jede andere ungewöhnliche Kombination von Modi.

Geschichte

Am 10. September 1784 entdeckte Edward Pigott die veränderliche Natur des Sterns Eta Aquilae, das tatsächlich das erste entdeckte Exemplar eines klassischen Cepheiden war.^[25] Sie sind jedoch nicht nach diesem Stern benannt, sondern nach Delta-Cepheid. John Goodricke entdeckte einige Monate später die Variabilität dieses Sterns.^[26][27] Bis Ende des 19. Jahrhunderts wurden einige Dutzend entsprechender Sterne gefunden, die dann den Namen Cepheiden erhielten. Diese Cepheiden zeigten eine charakteristische Lichtkurve mit einem schnellen Anstieg und einer Erhebung im Diagramm. Entsprechende Sterne wurden dann auch unterschieden, allerdings mit symmetrischeren Lichtkurven, als die Geminiden. Diese sind nach Prototypen benannt ζ Zwillinge.^[28]

Ein Zusammenhang zwischen der Periode und der Leuchtkraft der klassischen Cepheiden wurde nachgewiesen durch Henrietta Leavitti 1908. Damals erforschte sie Tausende von veränderlichen Sternen im Magellansche Wolken.^[29] 1912 veröffentlichte sie diese Entdeckung mit weiteren Beweisen.^[30]

1913 Ejnar Hertzsprung versucht, die Entfernung zu 13 Cepheiden anhand ihrer Bewegungen am Himmel zu bestimmen.^[31] Dieses Werk von ihm musste jedoch später überarbeitet werden. Gebraucht 1915 Harlow Shapley Cepheiden zu den ersten Beschränkungen der Größe und Struktur der Milchstraße um den Standort der Sonne darin zu bestimmen. 1924. hat Edwin Hubble der im ermittelte Abstand zu klassischen Cepheiden Andromeda-Galaxie, damals einfach als Andromeda-Galaxie bekannt, um zu zeigen, dass diese Sterne nicht in der Milchstraße waren. Mit diesen Erkenntnissen beendete Hubble die „Große Debatte“, bei der es darum ging, ob die Milchstraße das gesamte Universum umfasst oder ob es sich nur um eine einzige Galaxie von vielen handelt.^[32]

1929 formulierten Hubble und Milton L. Humason was heute als Hubblesches Gesetz bekannt ist. Dazu kombinierten sie die Entfernungen der Cepheiden von verschiedenen Galaxien, mit Vesto Slipher sind Messungen dafür, wie schnell sich diese Galaxien von uns entfernen. Sie entdeckten, dass sich das Universum ständig ausdehnt (das sogenannte metrische Raumausdehnung). Diese Erweiterung wurde jedoch bereits Jahre zuvor von Wissenschaftlern vorgeschlagen Georges Lemaître.^[33]

Bis Mitte des 20. Jahrhunderts wurden große Probleme mit astronomischen Entfernungsmessungen gelöst, indem Cepheiden in verschiedene Klassen mit sehr unterschiedlichen Eigenschaften eingeteilt wurden. Während der 1940er Jahre, Walter Baade zwei getrennte Populationen von Cepheiden (klassisch und Typ II). Klassische Cepheiden sind jüngere und massereichere Sterne der Population I, während Typ II ältere und schwächere Sterne der Population II sind.^[34] Das Verhältnis zwischen Leuchtkraft und Periode ist bei klassischen Cepheiden anders als bei Typ II. Die Leuchtkraft des Typs II beträgt im Durchschnitt etwa eineinhalb Größe weniger als klassische (aber immer noch heller als RR-Lyrae-Sterne). Diese wichtige Entdeckung von Baade führte zu einer Verdoppelung der Entfernung zu Andromeda, sowie zu den Entfernungsnormen außerhalb unserer Galaxie im Allgemeinen.^[35][36] RR-Lyrae-Sterne, damals als "Clustervariablen" bekannt, wurden bald als eine andere Art von Sternen erkannt, teilweise wegen ihrer kurzen Periode.^[37][38]

Der zugrundeliegende Mechanismus der Pulsationen, die Ausdehnung durch Wärme, war Arthur Eddington (er schrieb ausführlich über die Dynamik der Cepheiden), die 1917 vorgeschlagen wurde.^[39] Dennoch dauerte es erst 1953, als S.A. Zhevakin identifizierte ionisiertes Helium als wahrscheinliches Vehikel für die Pulsation.

Unsicherheiten in von Cepheiden gemessenen Entfernungen

Die Hauptfaktoren für Unsicherheiten bei der Messung von klassischen und Typ-II-Cepheiden sind die Natur des Perioden-Leuchtkraft-Verhältnisses bei verschiedenen Wellenlängen, der Einfluss der Metallgehalt des Sterns, die Wirkung der photometrischen Verschmutzung und die (meist unbekannte) Flüssigkeitsauslöschung der Entfernungen. Diese Themen werden in der Fachliteratur intensiv diskutiert.^{[40][41][42][43][44][45][46][47]}

Da die Untersuchungen weiterhin unterschiedliche Werte ergeben, ist die Hubble-Konstante nun auf einen Bereich zwischen 60 km/s/Mpc und 80 km/s/Mpc begrenzt.^{[5][6][7][12]} Die genaue Bestimmung dieser Zahl ist eines der größten aktuellen Probleme in der Astronomie. Mit dieser Gewissheit könnten Eigenschaften des gesamten Universums bestimmt werden.^[7] Diese Unsicherheit hat in den letzten Jahren abgenommen, zum Teil aufgrund von Entdeckungen wie RS Puppis (einer der größten und hellsten klassischen Cepheiden, der sich 6.000 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet).

Der Stern Delta Cephei ist von besonderer Bedeutung für die Berechnung der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung der Cepheiden, da seine Entfernung zu diesem Stern mit großer Genauigkeit bestimmt wird. Teilweise, weil es zu einem führt Sternhaufen gehört^[48][49] und teilweise wegen der Verfügbarkeit der genauen Parallaxe Messungen mit Hubble-Weltraumteleskop und Hipparcos.^[50] Die Genauigkeit der Entfernungsbestimmung zu Cepheiden und anderen Himmelskörpern innerhalb von 7500 Lichtjahr, kann stark verbessert werden, indem Bilder des Hubbles, die im Abstand von 6 Monaten aufgenommen wurden, kombiniert werden. Die Erde mit dem Hubble befindet sich dann in der entgegengesetzten Position zur Sonne.^[51]

Impulsmechanismus

Die weit verbreitete Erklärung für den pulsierenden Mechanismus der Cepheiden wird als Kappa-Mechanismus bezeichnet^[52] oder κ-Mechanismus, wobei der griechische Buchstabe κ (kappa) das übliche Symbol für die ist Opazität eines Gases.

Helium das Gas ist dabei für die größten Effekte verantwortlich. Doppelt ionisiertes Helium (wenn dem Heliummolekül beide Elektronen fehlen) ist undurchsichtiger als Helium mit einem einzigen fehlenden Elektron. Je heißer Helium wird, desto stärker wird es ionisiert. Während des Punktes mit der niedrigsten Leuchtkraft in einem Cepheiden-Zyklus ist das ionisierte Gas in den äußeren Schichten des Sterns undurchsichtig. Dies bedeutet, dass mehr Strahlung des Sterns von diesen Schichten absorbiert wird. Dadurch erwärmt sich die Materie, wodurch sich der Stern aufgrund der Hitze ausdehnt. Während der Expansion kühlt die Materie ab, wodurch sie weniger ionisiert und dadurch transparenter wird. Die Strahlung kann nun leichter durch die äußeren Schichten entweichen. Schließlich gewinnt die Schwerkraft des Sterns wieder über den Strahlungsdruck und der Stern zieht sich wieder zusammen. Dann beginnt der Vorgang erneut. Dies ist der Kreislauf der Wandlungsfähigkeit.

1879 lehrte uns Arthur Ritter, dass die adiabatisch Die radiale Pulsperiode für eine homogene Kugelform hängt mit der Oberflächenschwerkraft und dem Radius gemäß der Funktion zusammen:

${displaystyle T=k,{sqrt {frac {R}{g}}}}$

wobei k eine proportionale Konstante ist. Da ist nun klar, dass die Oberflächengravitation mit der Masse und dem Radius der Kugelform nach folgender Formel zusammenhängt:

${displaystyle g=k'{sqrt {R^{3}}}M=k'',{sqrt {frac {1}{ho }}}}$

man erhält schließlich:

${displaystyle T{sqrt {ho}}=Q}$

bei welchem Q heißt Pulskonstante.

Die folgende Beziehung zwischen der Periode einer Population I-Cepheid ${Anzeigestil P}$ und sein Durchschnitt absolute Größe${displaystyle M_{v}}$ erhält man von trigonometrische Parallaxen für 10 nahe Cepheiden mit Hubble-Weltraumteleskop:

${Anzeigestil M_{v}=-14.43pm 0.12(log _{10}(P)-1)-(16.05pm 0.02),}$

von ${Anzeigestil P}$ in Tagen gemessen.^[53][54]

Siehe die Kategorie Cepheiden-Variablen von Wikimedia Commons für Mediendateien zu diesem Thema.