Cepheids - "tonggak" bintang Semesta

... mereka memberikan cara yang paling dapat diandalkan
definisi jarak yang jauh.
Tetapi seluruh sejarah astronomi adalah sebuah perdebatan
tentang jarak. Pertama ke bulan dan matahari,
kemudian ke bintang, nebula, dan galaksi.
Harlow Shapley , Astronomer

Hanya ada beberapa ratus bintang langka di Galaksi kita. Bintang-bintang ini secara berirama mengubah kecerahannya dengan periode beberapa puluh hari. Prototipe mereka adalah bintang Alredif - δ Cepheus, dan Polar - α Ursa Minoris juga milik mereka.

Dengan bantuan bintang-bintang ini, mereka berhasil memperkirakan jarak ke galaksi terdekat pada jarak hingga ~ 30 juta parsec.

Bintang-bintang yang telah memainkan dan terus memainkan peran luar biasa dalam astronomi, bintang-bintang yang telah mendorong cakrawala ruang angkasa ke dunia galaksi yang tak berujung, super kuning dan hypergiants adalah Cepheids klasik .


Cepheid SU Cassiopeia pada 1411 St. tahun dari Bumi, dikelilingi oleh vdB 9 nebula.
Awan debu gelap yang menyerap cahaya terlihat. Debu memantulkan cahaya Cepheids, memberi vdB 9 warna biru khas nebula reflektif.
Gambar mencakup area sekitar 24 st. tahun.

Saat ini, Cepheids adalah salah satu bintang alam semesta yang paling diperlukan bagi para astrofisika. "Mereka adalah" lilin standar, "objek dengan luminositas yang diketahui, yang dengannya Anda dapat secara akurat menghitung jarak di ruang angkasa menggunakan metode fotometrik.

Cepheids memiliki ketergantungan matematika yang jelas dari periode-luminositas, yang dibawa kembali pada tahun 1908 oleh Henrietta Leavitt, mengamati Cepheids di Awan Magellan Kecil. Karena itu, semakin lama Cepheid berdenyut, semakin besar luminositas bintang. Jadi, dengan membandingkan nilai terakhir dengan kecemerlangannya, Anda dapat mengetahui jarak ke Cepheid, serta ke galaksi di mana ia berada.

Tetapi pada awal abad ke-20, dunia astronomi yakin bahwa Semesta terdiri dari satu galaksi - Bima Sakti kita. Benar, dalam komunitas ilmiah sudah ada diskusi aktif tentang jarak ke spiral nebula.

Runtuhnya dunia monogalactic dimulai dengan astronom Estonia Ernst Epik. - Pada tahun 1922, berdasarkan pertimbangan dinamika dan menggunakan data pada rotasi nebula Andromeda, ia memperkirakan jaraknya pada 450 kiloparsec (nilai saat ini adalah 772 kiloparsec atau 2,5 juta tahun cahaya).

Pada tahun 1923, Edwin Hubble, menjelajahi pelat fotografi dari teleskop 100 inci di Mount Wilson Observatory, menentukan jarak ke nebula Andromeda dari 36 bintang variabel yang ditemukan di dalamnya. Dan meskipun perkiraan pertama sekitar 250 kiloparsec, bahkan nilai-nilai ini akhirnya dan secara tegas mengkonfirmasi sifat ekstragalaktik nebula.

Sekarang kita menganggap Semesta persis sebagai dunia galaksi.


Tanda E. Hubble di inset di sudut kanan bawah.

Membandingkan lempeng foto yang berbeda, E. Hubble mencoba menemukan yang baru - bintang yang secara tiba-tiba mengalami peningkatan kecerahan radiasi. Dia menemukan beberapa bintang ini dan menandainya dengan huruf "N". Beberapa saat kemudian, ia menemukan bahwa salah satu bintang terbuka di sudut kanan atas (ditandai dengan garis) bukanlah hal baru, tetapi merupakan bintang variabel seperti Cepheids. Kemudian dia mencoret "N" dan menulis "VAR!" (Variabel Bahasa Inggris - variabel).
Di sudut kanan atas adalah gambar Hubble modern yang diambil hampir 90 tahun kemudian.

Cepheids - bintang variabel

Kecemerlangan setiap bintang berubah dari waktu ke waktu ke tingkat tertentu. Dengan demikian, jumlah energi yang dilepaskan oleh Matahari berubah sebesar ~ 0,1% selama siklus matahari sebelas tahun yang terkenal. Tetapi dengan segala kepastian dapat dinyatakan bahwa Matahari adalah bintang yang konstan.

Tetapi Cepheids, yang termasuk dalam keluarga besar bintang yang beragam dan beragam, jumlah total yang ada di galaksi kita telah dihitung lebih dari ratusan ribu, perubahan dalam energi yang dilepaskan dapat mencapai hingga 600% dalam beberapa hari.


Perubahan kecerahan Cepheid V1 di Galaksi Andromeda selama 31,4 hari.
Foto teleskop Hubble.


Grafik perubahan kecerahan bintang yang sama. Karakteristik kenaikan Cepheids yang tajam dan penurunan kecerahan yang halus terlihat jelas.
Titik merah - pengamatan astronom amatir, bintang kuning - data dari teleskop Hubble.

Terkadang variabilitas bintang disebabkan oleh alasan murni geometris. Sebagai contoh, dalam sistem bintang biner yang dekat, hanya satu bintang yang secara berkala mengaburkan bintang lainnya dan tampaknya bagi kita bahwa bintang tersebut menjadi lebih terang atau redup.

Tetapi lebih sering variabilitas bintang dikaitkan dengan keadaan fisik mereka, dengan perubahan yang sangat nyata dalam suhu permukaan dan jari-jari matahari. Alasan untuk ini adalah getaran radial dari atmosfer bintang di mana partikel di dalamnya bergerak naik dan turun secara vertikal. - Atmosfer berkontraksi dan mengembang secara berkala, sambil mengubah suhu permukaan, luminositas, dan radius (hingga 15%) bintang. Lapisan bintang yang lebih dalam tidak memengaruhi denyutan ini.


Sun dan cepheid berdenyut untuk skala.


Dan mengapa, misalnya, Matahari kita tidak berdenyut? Mari kita lihat perbedaan bintang seperti matahari dan Cepheids klasik.

Kurcaci dan raksasa

Cepheids adalah bintang masif, berbobot 4-12 matahari, di masa lalu, raksasa panas biru dari kelas spektral B.

Ini adalah bintang yang berumur pendek, hanya sekitar beberapa puluh juta tahun. Mereka telah berevolusi, setelah kehabisan hidrogen dalam nukleus, dan telah pindah ke tahap pembakaran helium (hidrogen di Matahari kita akan terbakar selama 6,4 miliar tahun lagi).

Sekarang suhu pada permukaan mereka cukup rendah, sekitar 6.000 derajat, yang mengklasifikasikan mereka dengan kelas spektral kuning dan putih-kuning F dan G (Matahari juga termasuk dalam kelas G).
Namun, jari-jari super dan hypergiants ini adalah 50-70 matahari, dan luminositas Cepheids melebihi matahari ribuan, atau bahkan puluhan ribu kali. Oleh karena itu, bintang-bintang ini terlihat dari jarak intergalaksi yang signifikan, khususnya. Bukan kebetulan bahwa Cepheids disebut "beacon Universe."


NGC 4603 dengan 36 Cepheids tetap. - Salah satu galaksi terjauh di mana masing-masing bintang masih berbeda. (Bintang terang dengan puncak difraksi adalah objek dari Galaxy kita.)
Terletak di 108 juta St. bertahun-tahun dari kami. Foto Hubble.

Semua bintang besar, selama evolusi mereka, cepat atau lambat akan melalui era ketidakstabilan (atau strip ketidakstabilan dalam diagram Hertzsprung-Russell ). Apalagi tergantung pada massa itu terjadi beberapa kali.

Cepheids bukan pengecualian di sini - bintang-bintang ini berada dalam "masa sulit" dalam hidup mereka. - Pada intinya, mereka sedang dalam proses membakar helium, sementara bintang-bintang mengalami perubahan evolusioner yang kompleks. Tergantung pada massa dan usia bintang, tahap ketidakstabilan ini berlangsung antara 10 hingga 350 ribu tahun. Selama waktu yang singkat ini selama denyut, bintang mengeluarkan sebagian besar massanya ke ruang antarbintang dan, berkat ini, kembali ke keadaan stabil. Aman untuk mengatakan bahwa Cepheids tidak dilahirkan - mereka menjadi Cepheids.

Seperti yang pernah dikatakan M. Schwarzschild: “Ketika sebuah bintang berada di jalur Cepheid, ia menyerupai seseorang yang menderita campak. "Jika seseorang sakit, maka ini dapat dilihat darinya pada pandangan pertama, tetapi setelah pemulihan tidak lagi mungkin untuk mengatakan apakah dia pernah sakit campak atau tidak."

Jadi mengapa mereka berdenyut?

Para ahli astrofisika untuk waktu yang lama tidak dapat menemukan penyebab dari denyutan seperti itu. Lagi pula, sebuah bintang berada dalam keseimbangan dua kekuatan - tekanan gas internal dan gravitasi. Jika sistem seperti itu dikeluarkan dari keseimbangan, maka tanpa masuknya energi, osilasi bebas di dalamnya akan cepat lembab dan sistem akan kembali ke keseimbangan. Perhitungan menunjukkan bahwa cukup bagi bintang untuk membuat 5-10 ribu osilasi (ini sekitar 100 tahun) untuk mencapai kesetimbangan. Namun, delta Cepheus yang sama, ditemukan kembali pada 1784, berdenyut dengan kekuatan yang tidak berubah.

Apa yang membuat atmosfer bintang berdenyut jika energi dari fusi nuklir dihasilkan jauh di dalam usus, dan di atmosfer itu sendiri tidak ada sumber energi? Lagi pula, periode pulsasi Cepheids adalah parameter yang paling penting, mengetahui yang mana, Anda dapat menentukan jarak ke bintang ini.

Di bintang seperti Matahari kita, katai lebat, transfer energi di permukaan adalah karena konveksi - pencampuran materi yang sederhana. - Lapisan dingin turun, lapisan panas, dipanaskan dari bawah oleh energi dari inti, naik.

Gravitasi permukaan kurcaci itu hebat, zat di dekat atmosfer di dalamnya padat dan rendah transparan, dan dengan cara lain energi tidak dapat dibawa ke permukaan.

Dalam raksasa, sebaliknya, lapisan atas jarang dan transparan, sebagai akibatnya energi ditransfer ke permukaan karena transfer radiasi (diradiasi dari satu partikel ke yang lain.)



Sekarang bayangkan sebuah situasi di mana raksasa memiliki lapisan gas tipis di photosphere (bagian bawah atmosfer) kehilangan transparansi dengan meningkatnya suhu. Lalu apa yang terjadi? - Ketika sebuah bintang dikompresi, radiasi yang berasal dari ususnya ke permukaan berbatasan dengan lapisan panas yang buram ini. Pada saat yang sama, energi memanaskannya lebih banyak dan lapisan mengembang, seperti gas normal. Saat mengembang, ia mendingin dan kehilangan opacity. Energi pecah dan sekarang gaya gravitasi menang atas tekanan gas - bintang itu berkontraksi lagi. Dan dalam lingkaran.

Mekanisme denyut atmosfer bintang ini disebut "mekanisme katup" (secara analogi dengan mesin panas, di mana aliran panas selama kompresi dilakukan menggunakan katup.)

Nama umum lain untuk mekanisme ini adalah mekanisme kappa, karena opacity materi bintang dalam astrofisika biasanya dilambangkan dengan huruf Yunani κ (kappa).

Peran utama dalam mekanisme ini dimainkan oleh zona yang disebut ionisasi kritis ganda helium. Ini adalah zona di mana selama siklus pulsasi, helium diionisasi menjadi nukleus "telanjang" atau digabungkan kembali menjadi keadaan terionisasi. (Sifat penting dari helium di sini adalah bahwa ia pernah terionisasi - itu jauh lebih transparan daripada ketika kedua elektron terputus). Saat dikompresi, suhu meningkat, dan semakin banyak helium yang dipanaskan, semakin terionisasi. Dibutuhkan energi, yang, dengan demikian, tertunda di lapisan ini. Selama ekspansi berikutnya, helium bergabung kembali (menempelkan elektron dan menjadi terionisasi sekali), energi disorot dan meninggalkan zona.


Prinsip κ-mekanisme.
Panah merah menunjukkan energi yang berasal dari perut bintang, gravitasi biru.

Pada 1950-an, S. A. Zhevakin, seorang ahli fisika Soviet yang mengembangkan gagasan tentang "mekanisme katup" Eddington, menemukan bahwa varian spesifik dari mekanisme κ yang bertanggung jawab untuk denyut bintang variabel dari banyak jenis, khususnya, Cepheids, variabel dari tipe RR Lyrae dan banyak lainnya. lainnya.

Mengapa E. Hubble salah?

Jika Cepheids klasik adalah pencari jangkauan yang akurat sehingga ketika menentukan jarak bahkan ke galaksi jauh, kesalahannya sekitar 15-20%, lalu mengapa E. Hubble dengan nebula Andromeda membentuk 300%?

Sebelumnya, semua bintang yang mirip dengan Cepheids dalam morfologi kurva cahaya dirujuk ke Cepheids tanpa pandang bulu. Para astronom menemukan perbedaannya hanya pada tahun 1940-an, ketika menjadi jelas bahwa Cepheids asli pun dibagi menjadi dua subtipe bintang yang sangat berbeda: Cepheids tipe I - Cepheids klasik kami dan Cepheids tipe II atau variabel dari tipe W dari Virgo . Luminositas yang terakhir beberapa kali lebih sedikit dari yang klasik. Variabel tipe W Virgo atau Cepheids dari cluster globular, meskipun dekat dalam karakteristiknya dengan Cepheids klasik, memiliki parameter dan periode pulsasi yang sedikit berbeda.

Pada tahun 1918, H. Shapley, seorang peneliti terkenal dari bintang variabel, merevisi ketergantungan periode-luminositas dan memasukkan semua Cepheids dalam kalibrasi tunggal. (Hari ini kita tahu bahwa sampel Shapley heterogen, dan tidak semua bintang ini memiliki luminositas yang sama untuk periode yang sama). Jadi, Hubble, melihat Cepheids klasik dari nebula Andromeda, tidak menerapkan formula yang diperlukan untuk mereka, itulah sebabnya mengapa kesalahan sistematis dengan jarak muncul.

Berapa banyak "menunggu di laut untuk cuaca"?

Cepheids klasik kami dianggap variabel jangka panjang. Periode denyutnya mencapai 200 hari. Cepheids tipe II - hingga 35 hari.


Cepheids dari periode yang berbeda di galaksi NGC 5584 di 70 juta St. tahun.
Foto Hubble dalam rentang UV, terlihat dan inframerah.

Periode Cepheid klasik tergantung tidak hanya pada massa mereka, tetapi juga pada usia - ketika Cepheid berevolusi, periodenya menurun: untuk usia ~ 10 juta tahun, periode adalah sekitar 50 hari, dan untuk usia ~ 100 juta tahun dibutuhkan sekitar satu hari.

Sebuah ilustrasi yang jelas tentang ketergantungan ini adalah Bintang Kutub lama kita (α Ursa Minorum) dengan usia 60 juta tahun dan periode 3,97 hari. Pada akhir 1980-an. penurunan yang jelas dalam amplitudo denyutannya terlihat. Diharapkan pada pertengahan 1990-an. Polar akan berhenti menjadi Cepheid sama sekali. Jika Polyarnaya berhenti berdenyut, maka ini akan menjadi kasus penghentian berdenyut denyutan Cepheid yang terdeteksi pertama kali.

Namun, data beberapa tahun terakhir menunjukkan bahwa penurunan amplitudo denyut Polyarnaya tiba-tiba berhenti sekitar tahun 1993, dan sejak itu amplitudo perubahan kecerahannya tidak berubah.

Definisi konstan Hubble

Tugas menentukan konstanta Hubble saat ini tetap sangat akut, karena skala Semesta, kepadatan rata-rata, dan usia tergantung pada nilainya. - Konstanta Hubble menunjukkan kecepatan ekspansi alam semesta, dari “Big Bang” asli, dengan kecepatan berapa jarak antar kluster galaksi yang terus meningkat.

Untuk salah satu metode untuk mengukur konstanta Hubble, Anda perlu mengetahui jarak ke galaksi (nilai ini termasuk dalam hukum Hubble ). Cepheids datang untuk menyelamatkan, tentu saja. Diperlukan bintang mulai dari ~ 12 hingga ~ 100 juta sv. tahun. - Pada jarak yang lebih jauh, Cepheids tidak lagi berbeda, tetapi lebih dekat dari 12 juta St. bertahun-tahun dalam kelompok galaksi lokal kita, gravitasi menang atas hukum ekspansi Semesta. Oleh karena itu, lebih mudah untuk menggunakan gugusan galaksi terdekat di rasi Virgo sebagai objek penelitian tentang Cepheids.


Perubahan kecerahan salah satu Cepheids di galaksi M100, yang merupakan bagian dari kluster Virgo di 56 juta St. tahun.

Pada jarak yang melebihi ~ 100 juta St. tahun menggunakan lebih banyak "lilin standar" jangka panjang - jenis Ia supernova, yang terlihat pada jarak ~ 1 miliar parsec.
Mereka lagi dikalibrasi terhadap Cepheids dari galaksi yang sama di mana supernova meletus.


Galaxy UGC 9391 at ~ 130 juta St. tahun.
Cepheids - lingkaran merah, baru-baru ini muncul tipe Ia supernova - salib biru.


Galaxy NGC 3021 dengan 92 juta St. tahun.
Cepheids ditandai dengan lingkaran hijau, dan wabah supernova SN 1995 ditandai dengan warna merah.

Pada saat ini, konstanta Hubble diukur dengan metode fotometrik menggunakan Cepheids dan supernova yang diamati dengan teleskop Hubble adalah sekitar 73 (km / d) / Mpc (ini berarti bahwa jika dua benda berada pada jarak satu juta parsec (3,2). juta tahun cahaya), maka ruang meluas di antara mereka dengan kecepatan sedemikian rupa sehingga tampak bagi pengamat di salah satu tubuh sehingga tubuh lainnya bergerak menjauh darinya dengan kecepatan 73 kilometer per detik.)

Ini 7-8% lebih dari yang ditentukan oleh parameter radiasi relict - 67,4 (km / s) / Mpc. Alasan perbedaan besar ini belum jelas, dan nilai tepat konstanta Hubble masih dipertanyakan.

Namun, data fotometrik dari satelit Gaia memberikan 69 km / s / Mpc. Jadi, apakah data dari teleskop Hubble salah? - Jangan maju dulu. Kesimpulan yang lebih akurat dapat dibuat setelah publikasi katalog Gaia ketiga, yang akan mempertimbangkan variabilitas Cepheids itu sendiri.

Kesimpulannya, mari kita kagumi Cepheid Bima Sakti yang paling indah - RS Korma dikelilingi nebula-nya.

Sebuah bintang sepuluh kali lebih besar dari Matahari dan sekitar 15 ribu kali lebih terang.



Berkat nebula pantulan yang mengelilingi bintang, sebuah fenomena astronomi ditemukan - efek gema cahaya . Efek ini sangat mirip dengan gema suara. Selama lampu kilat, beberapa bagian cahaya segera mencapai mata pengamat, dan beberapa bagian dipertahankan dalam materi nebula dan mencapai setelah beberapa waktu. Karena itu, ilusi geometris muncul bahwa awan gas mengembang dengan kecepatan superluminal. Efek gema cahaya pada tahun 2008 memungkinkan untuk mengukur jarak ke RS Stern - 6.500 St. dengan sangat akurat. tahun.


Gema cahaya dari Cepheids RS Poop.