... ils ont donné le moyen le plus fiable
définition de grandes distances.
Mais toute l'histoire de l'astronomie est un débat
sur les distances. D'abord à la lune et au soleil,
puis aux étoiles, nébuleuses et galaxies.Harlow Shapley , astronome
Il n'y a que quelques centaines de ces étoiles rares dans notre Galaxie. Ces étoiles changent rythmiquement leur luminosité avec des périodes de plusieurs dizaines de jours. Leur prototype est l'étoile Alredif - δ Cepheus, et Polar - α Ursa Minoris leur appartient également.
Avec l'aide de ces étoiles, ils ont réussi à estimer les distances des galaxies voisines à une distance pouvant atteindre ~ 30 millions de parsecs.
Les étoiles qui ont joué et continuent de jouer un rôle exceptionnel en astronomie, les étoiles qui ont poussé les horizons de l'espace vers le monde sans fin des galaxies, les super et hypergiantes jaunes sont
des céphéides classiques .
Cepheid SU Cassiopeia à 1411 St. ans de la Terre, entouré par la nébuleuse vdB 9.
Des nuages de poussière sombre absorbant la lumière sont visibles. La poussière réfléchit la lumière des céphéides, donnant au vdB 9 une couleur bleue caractéristique des nébuleuses réfléchissantes.
L'image couvre une zone d'environ 24 st. ans.Aujourd'hui, les céphéides sont l'une des étoiles les plus indispensables de l'univers pour les astrophysiciens. «Ce sont des« bougies standard », des objets avec une luminosité connue, avec lesquels vous pouvez calculer avec précision les distances dans l'espace en utilisant des méthodes photométriques.
Les céphéides ont une nette dépendance mathématique de la période-luminosité, qui a été ramenée en 1908 par Henrietta Leavitt, observant les céphéides dans le petit nuage de Magellan. Il en résulte que plus la céphéide pulsera longtemps, plus la luminosité de l'étoile sera grande. Ainsi, en comparant la dernière valeur avec son éclat apparent, vous pouvez trouver la distance à la Céphéide, ainsi qu'à la galaxie dans laquelle elle se trouve.
Mais au début du 20e siècle, le monde astronomique est convaincu que l'Univers est constitué d'une seule galaxie - notre Voie lactée. Certes, dans la communauté scientifique, il y a déjà des discussions actives sur les distances aux nébuleuses spirales.
L'effondrement du monde monogalactique commence avec l'astronome estonien Ernst Epik. - En 1922, sur la base de considérations de dynamique et à partir de données sur la rotation de la nébuleuse d'Andromède, il estime la distance à celle-ci à 450 kiloparsecs (la valeur actuelle est de 772 kiloparsecs ou 2,5 millions d'années-lumière).
En 1923, Edwin Hubble, explorant les plaques photographiques d'un télescope de 100 pouces à l'Observatoire du Mont Wilson, détermine la distance de la nébuleuse d'Andromède des 36 étoiles variables qui s'y trouvent. Et bien que les premières estimations aient été d'environ 250 kiloparsèques, même ces valeurs ont finalement et sans équivoque confirmé le caractère extragalactique de la nébuleuse.
Maintenant, nous considérons l'Univers exactement comme le monde des galaxies.
E. Marques de Hubble dans l'encart dans le coin inférieur droit.
En comparant différentes plaques photographiques, E. Hubble a essayé d'en trouver de nouvelles - les étoiles connaissant une augmentation soudaine de la luminosité du rayonnement. Il a trouvé plusieurs de ces étoiles et les a marquées de la lettre «N». Un peu plus tard, il a découvert que l'une des étoiles ouvertes dans le coin supérieur droit (elle est marquée de lignes) n'est pas nouvelle, mais est une étoile variable comme les Céphéides. Puis il a barré «N» et écrit «VAR!» (Variable anglaise - variable).
Dans le coin supérieur droit se trouve une image Hubble moderne prise près de 90 ans plus tard.Céphéides - étoiles variables
L'éclat d'une étoile change avec le temps à un degré ou à un autre. Ainsi, la quantité d'énergie libérée par le Soleil change de ~ 0,1% au cours du cycle solaire bien connu de onze ans. Mais avec certitude, on peut affirmer que le Soleil est une étoile constante.
Mais les Céphéides, qui appartiennent à une famille vaste et diversifiée d'étoiles variables, dont le nombre total dans notre galaxie a déjà compté plus de centaines de milliers, le changement d'énergie libérée peut atteindre jusqu'à 600% en quelques jours.
Modifications de la luminosité de Cepheid V1 dans la galaxie d'Andromède sur un cycle de 31,4 jours.
Photo du télescope Hubble.
Graphique des changements de luminosité d'une même étoile. Une forte augmentation caractéristique des céphéides et une baisse régulière de la luminosité sont clairement visibles.
Points rouges - observations d'astronomes amateurs, étoiles jaunes - données du télescope Hubble.Parfois, la variabilité des étoiles est causée par des raisons purement géométriques. Par exemple, dans un système binaire étroit d'étoiles, simplement une étoile obscurcit périodiquement l'autre et il nous semble que l'étoile devient plus brillante ou plus sombre.
Mais le plus souvent, la variabilité des étoiles est associée à leur état physique, avec des changements très réels de la température de surface et du rayon des soleils. La raison en est les pulsations radiales de l'atmosphère stellaire dans lesquelles les particules en elle montent et descendent verticalement. - L'atmosphère se contracte et se dilate périodiquement, tout en modifiant la température de surface, la luminosité et le rayon (jusqu'à 15%) de l'étoile. Des couches plus profondes de l'étoile n'affectent pas ces pulsations.
Soleil et cépheid pulsant à l'échelle.
Et pourquoi, par exemple, notre Soleil ne palpite pas? Voyons comment les étoiles semblables au soleil et les céphéides classiques diffèrent.
Nains et géantsLes céphéides sont des étoiles massives, pesant 4 à 12 solaires, dans le passé des géants chauds bleus de la classe spectrale B.
Ce sont des étoiles de courte durée de vie, qui n'ont que plusieurs dizaines de millions d'années. Ils ont déjà évolué, ayant épuisé l'hydrogène dans le noyau, et sont passés au stade de la combustion de l'hélium (l'hydrogène dans notre Soleil brûlera pendant encore 6,4 milliards d'années).
Maintenant, les températures sur leurs surfaces sont assez basses, environ 6 000 degrés, ce qui les classe avec les classes spectrales jaune et blanc-jaune F et G (le Soleil appartient également à la classe G).
Cependant, les rayons de ces super et hypergéantes sont de 50 à 70 solaires et les luminosités des Céphéides dépassent le solaire de milliers, voire de dizaines de milliers de fois. Par conséquent, ces étoiles sont visibles à partir de distances intergalactiques importantes, en particulier. Ce n'est pas un hasard si les Céphéides sont appelées "balises de l'Univers".
NGC 4603 avec 36 céphéides fixes. - L'une des galaxies les plus éloignées dans lesquelles les étoiles individuelles diffèrent encore. (Les étoiles brillantes avec des pics de diffraction sont des objets de notre galaxie.)
Il est situé à 108 millions de St. ans de nous. Photo de Hubble.
Toutes les étoiles massives, au cours de leur évolution, passent tôt ou tard par l'ère de l'instabilité (ou la bande d'instabilité dans
le diagramme de Hertzsprung-Russell ). De plus, en fonction de la masse, cela arrive plusieurs fois.
Les céphéides ne font pas exception ici - ces étoiles sont dans une «période troublée» de leur vie. - Au cœur, elles sont en train de brûler de l'hélium, tandis que les étoiles subissent des changements évolutifs complexes. Selon la masse et l'âge de l'étoile, ces stades d'instabilité durent de 10 à 350 mille ans. Pendant ce court laps de temps pendant les pulsations, l'étoile éjecte une fraction importante de sa masse dans l'espace interstellaire et, grâce à cela, revient à un état stable. Il est sûr de dire que les céphéides ne sont pas nées - elles deviennent céphéides.
Comme l'a déjà dit M. Schwarzschild:
«Lorsqu'une étoile se trouve dans la bande de Céphéid, elle ressemble à une personne atteinte de rougeole. "Si une personne est malade, cela peut être vu de lui à première vue, mais après le rétablissement, il n'est plus possible de dire si elle a déjà été malade de la rougeole ou non."Alors, pourquoi lancinent-ils?Les astrophysiciens n'ont pas pu longtemps trouver les causes de telles pulsations. Après tout, une étoile est en équilibre de deux forces - la pression interne du gaz et la gravité. Si un tel système est mis hors d'équilibre, alors sans apport d'énergie, les oscillations libres en lui vont rapidement s'humidifier et le système va de nouveau s'équilibrer. Les calculs montrent qu'il suffit qu'une étoile fasse 5 à 10 000 oscillations (cela fait environ 100 ans) pour atteindre l'équilibre. Cependant, le même delta de Cepheus, découvert en 1784, vibre avec une force immuable.
Qu'est-ce qui fait vibrer l'atmosphère stellaire si l'énergie de la fusion nucléaire est générée profondément dans les entrailles, et dans l'atmosphère elle-même il n'y a pas de sources d'énergie? Après tout, la période de pulsation des céphéides est le paramètre le plus important, sachant lequel, vous pouvez déterminer la distance jusqu'à cette étoile.
Dans des étoiles comme notre Soleil, des naines denses, le transfert d'énergie à la surface est dû à la convection - un simple mélange de matière. - Les couches froides tombent, les couches chaudes, chauffées par le bas par l'énergie du noyau, montent.
La gravité de surface des nains est grande, la substance près de l'atmosphère en eux est dense et peu transparente, et d'une autre manière l'énergie ne peut pas être apportée à la surface.
Chez les géants, au contraire, les couches supérieures sont clairsemées et transparentes, ce qui fait que l'énergie est transférée à la surface en raison du transfert rayonnant (reradié d'une particule à l'autre).
Imaginez maintenant une situation où un géant a une fine couche de gaz dans la photosphère (la partie inférieure de l'atmosphère) perd sa transparence avec l'augmentation de la température. Que se passe-t-il alors? - Lorsqu'une étoile est comprimée, le rayonnement provenant de ses entrailles vers la surface bute contre cette couche chaude opaque. En même temps, l'énergie la chauffe encore plus et la couche se dilate, comme tout gaz normal. En se dilatant, il se refroidit et perd son opacité. L'énergie éclate et maintenant la force de gravité l'emporte sur la pression du gaz - l'étoile se contracte à nouveau. Et donc en cercle.
Ce mécanisme de pulsation de l'atmosphère stellaire est appelé «mécanisme de soupape» (par analogie avec un moteur thermique, où la sortie de chaleur pendant la compression est effectuée à l'aide de soupapes.)
Un autre nom commun pour ce mécanisme est le mécanisme kappa, car l'opacité de la matière stellaire en astrophysique est généralement désignée par la lettre grecque κ (kappa).
Le rôle principal dans ce mécanisme est joué par la zone dite de double ionisation critique de l'hélium. Il s'agit de la zone dans laquelle au cours du cycle de pulsations, l'hélium est soit ionisé en un noyau «nu», soit recombiné à nouveau dans un état une fois ionisé. (Une propriété importante de l'hélium ici est qu'il est une fois ionisé - il est beaucoup plus transparent que lorsque les deux électrons ont été arrachés). Lorsqu'il est comprimé, la température augmente et plus l'hélium est chauffé, plus il est ionisé. Il faut de l'énergie, qui est donc retardée dans cette couche. Au cours de l'expansion ultérieure, l'hélium se recombine (attache un électron et devient ionisé une fois), l'énergie est mise en évidence et quitte la zone.
Le principe du mécanisme κ.
Les flèches rouges indiquent l'énergie provenant des entrailles de l'étoile, la gravité bleue.
Dans les années 1950, S. A. Zhevakin, un physicien soviétique qui a développé l'idée du «mécanisme de valve» d'Eddington, a découvert cette variante spécifique du mécanisme that qui est responsable des pulsations des étoiles variables de nombreux types, en particulier, les Céphéides, variables du type RR Lyrae et de nombreux d'autres.
Pourquoi E. Hubble s'est-il trompé?Si les céphéides classiques sont des télémètres si précis que lors de la détermination des distances même vers des galaxies éloignées, l'erreur est d'environ 15-20%, alors pourquoi E. Hubble avec la nébuleuse d'Andromède représentait-il 300%?
Auparavant, toutes les étoiles similaires aux céphéides dans la morphologie de la courbe de lumière étaient désignées indifféremment par les céphéides. Les astronomes n'ont découvert la différence que dans les années 40, quand il est devenu clair que même les vraies céphéides sont divisées en deux sous-types d'étoiles complètement différents: les céphéides de
type I - nos céphéides classiques et les céphéides de
type II ou les variables
du type W de la Vierge . La luminosité de ces derniers est plusieurs fois inférieure à celle des classiques. Les variables de type W Vierge ou Céphéides d'amas globulaires, bien que proches dans leurs caractéristiques des Céphéides classiques, ont des paramètres et des périodes de pulsations légèrement différents.
En 1918, H. Shapley, un chercheur bien connu des étoiles variables, a révisé la dépendance période-luminosité et inclus toutes les céphéides dans un seul étalonnage. (Aujourd'hui, nous savons que l'échantillon de Shapley était hétérogène, et toutes ces étoiles n'ont pas la même luminosité pour la même période). Ainsi, Hubble, en regardant les céphéides classiques de la nébuleuse d'Andromède, n'a pas appliqué les formules qui leur étaient requises, c'est pourquoi une telle erreur systématique avec la distance est apparue.
Combien d'attendre le temps au bord de la mer?Nos céphéides classiques sont considérées comme des variables à long terme. Les périodes de leurs pulsations atteignent 200 jours. Céphéides de type II - jusqu'à 35 jours.
Céphéides de différentes périodes dans la galaxie NGC 5584 à 70 millions de St. ans.
Photo Hubble dans les gammes UV, visible et infrarouge.Les périodes des céphéides classiques dépendent non seulement de leur masse, mais aussi de l'âge - à mesure que les céphéides évoluent, sa période diminue: pour l'âge ~ 10 millions d'années, la période est d'environ 50 jours, et pour l'âge ~ 100 millions d'années, il faut environ une journée.
Une illustration vivante de cette dépendance est notre ancienne étoile polaire (α Ursa Minorum) avec un âge de 60 millions d'années et une période de 3,97 jours. À la fin des années 80. une nette diminution de l'amplitude de ses pulsations a été constatée. Il était prévu que d'ici le milieu des années 90. Polar cessera du tout d'être céphéide. Si Polyarnaya cessait de pulser, ce serait le premier cas détecté de cessation des pulsations de Céphéide.
Cependant, les données de ces dernières années montrent que la diminution de l'amplitude des pulsations du Polyarnaya s'est fortement arrêtée vers 1993, et depuis lors, l'amplitude des changements de sa luminosité n'a pas changé.
Définition constante de HubbleLa tâche de déterminer la constante de Hubble reste aujourd'hui très aiguë, car l'échelle de l'Univers, sa densité moyenne et son âge dépendent de sa valeur. - La constante de Hubble indique la vitesse à laquelle l'univers se dilate, à partir du "Big Bang" original, avec quelle vitesse les distances entre les amas de galaxies augmentent continuellement.
Pour l'une des méthodes de mesure de la constante de Hubble, vous devez connaître la distance aux galaxies (cette valeur est incluse dans
la loi de Hubble ). Les céphéides viennent à la rescousse, bien sûr. Les étoiles sont requises, allant de ~ 12 à ~ 100 millions de sv. ans. - Sur de plus longues distances, les Céphéides ne diffèrent plus, mais à moins de 12 millions de St. ans dans notre groupe local de galaxies, la gravité prévaut sur la loi d'expansion de l'Univers. Par conséquent, il est pratique d'utiliser le groupe de galaxies le plus proche de la constellation de la Vierge comme objet de recherche sur les céphéides.
Le changement de luminosité de l'un des céphéides de la galaxie M100, qui fait partie de l'amas de la Vierge dans 56 millions de St. ans.À des distances dépassant ~ 100 millions de St. années utilisent plus de "bougies standard" à plus longue portée - des supernovae de type Ia, qui sont visibles à une distance d'environ 1 milliard de parsecs.
Ils sont à nouveau calibrés par rapport aux céphéides de la même galaxie dans laquelle la supernova a éclaté.
Galaxy UGC 9391 à ~ 130 millions de St. ans.
Céphéides - cercles rouges, supernova de type Ia récemment flashée - croix bleue.
Galaxy NGC 3021 à 92 millions de St. ans.
Les céphéides sont marquées de cercles verts et le foyer de supernova SN 1995al est marqué en rouge.
À l'heure actuelle, la constante de Hubble mesurée par des méthodes photométriques utilisant les céphéides et les supernovae observées avec le télescope Hubble est d'environ 73 (km / s) / Mpc (cela signifie que si deux corps sont à une distance d'un million de parsecs (3.2 millions d'années-lumière), puis l'espace se dilate entre eux à un rythme tel qu'il semble à l'observateur sur l'un des corps que l'autre s'éloigne de lui à une vitesse de 73 kilomètres par seconde.)
C'est 7 à 8% de plus que celui déterminé par les paramètres de rayonnement relique - 67,4 (km / s) / Mpc. Les raisons de cet écart important ne sont pas encore claires et la valeur exacte de la constante de Hubble est toujours en question.
Cependant, les données photométriques du satellite Gaia donnent 69 km / s / Mpc. Alors, les données du télescope Hubble sont-elles fausses? - Ne nous devançons pas. Des conclusions plus précises peuvent être tirées après la publication du troisième catalogue Gaia, qui tiendra compte de la variabilité des céphéides elles-mêmes.
Eh bien, en conclusion, admirons la plus belle Céphéide de la voie lactée - RS Korma entourée de sa nébuleuse.
Une étoile est dix fois plus massive que le Soleil et environ 15 mille fois plus lumineuse.
Grâce à la nébuleuse réfléchissante entourant l'étoile, un phénomène astronomique a été découvert - l'effet d'un
écho lumineux . Cet effet est très similaire à un écho sonore. Pendant le flash, une partie de la lumière atteint immédiatement les yeux de l'observateur, et une partie est retenue dans le matériau de la nébuleuse et y parvient après un certain temps. De ce fait, une illusion géométrique se pose que le nuage de gaz se dilate à une vitesse superluminale. L'effet d'écho lumineux de 2008 a permis de mesurer très précisément la distance jusqu'au RS Stern - 6 500 St. ans.
Écho de lumière des céphéides RS Poop.