Cefeidas - “marcos” estelares do Universo

... eles deram a maneira mais confiável
definição de grandes distâncias.
Mas toda a história da astronomia é um debate
sobre distâncias. Primeiro a lua e o sol,
depois para estrelas, nebulosas e galáxias.
Harlow Shapley , astrônomo

Existem apenas algumas centenas dessas estrelas raras em nossa galáxia. Essas estrelas alteram ritmicamente seu brilho com períodos de várias dezenas de dias. Seu protótipo é a estrela Alredif-δ Cepheus, e Polar-α Ursa Minoris também pertence a eles.

Com a ajuda dessas estrelas, eles estimam com êxito as distâncias para galáxias próximas a uma distância de até 30 milhões de parsecs.

As estrelas que desempenharam e continuam a desempenhar um papel de destaque na astronomia, as estrelas que empurraram os horizontes do espaço para o mundo infinito das galáxias, os super- e hiper-gigantes amarelos são as cefeidas clássicas .


Cefeida SU Cassiopeia em 1411 St. anos da Terra, cercado pela nebulosa vdB 9.
Nuvens de poeira escura absorvendo a luz são visíveis. A poeira reflete a luz das cefeidas, dando ao vdB 9 uma cor azul característica típica das nebulosas reflexivas.
A imagem cobre uma área de cerca de 24 st. anos de idade.

Hoje, as Cefeidas são uma das estrelas mais indispensáveis ​​do universo para os astrofísicos. “São“ velas padrão ”, objetos com uma luminosidade conhecida, com a qual você pode calcular com precisão as distâncias no espaço usando métodos fotométricos.

As cefeidas têm uma clara dependência matemática da luminosidade do período, que foi trazida de volta em 1908 por Henrietta Leavitt, observando as cefeidas na pequena nuvem de Magalhães. Segue-se que quanto mais a Cefeida pulsa, maior a luminosidade da estrela. Assim, comparando o último valor com seu brilho aparente, você pode descobrir a distância até a Cefeida, bem como a galáxia em que está localizada.

Mas no início do século 20, o mundo astronômico está confiante de que o Universo consiste em uma única galáxia - nossa Via Láctea. É verdade que na comunidade científica já existem discussões ativas sobre as distâncias das nebulosas em espiral.

O colapso do mundo monogalático começa com o astrônomo estoniano Ernst Epik. - Em 1922, com base em considerações de dinâmica e usando dados sobre a rotação da nebulosa de Andrômeda, ele estima a distância a ela em 450 kiloparsecs (o valor atual é de 772 kiloparsecs ou 2,5 milhões de anos-luz).

Em 1923, Edwin Hubble, explorando placas fotográficas de um telescópio de 100 polegadas no Observatório Mount Wilson, determina a distância até a nebulosa de Andrômeda das 36 estrelas variáveis ​​encontradas nele. E, embora as primeiras estimativas tenham sido de cerca de 250 kiloparsecs, mesmo esses valores confirmaram de maneira definitiva e inequívoca a natureza extragalática da nebulosa.

Agora, consideramos o universo exatamente como o mundo das galáxias.


E. Marcas do Hubble na inserção no canto inferior direito.

Comparando diferentes placas fotográficas, E. Hubble tentou encontrar novas - estrelas experimentando um aumento repentino no brilho da radiação. Ele encontrou várias dessas estrelas e as marcou com a letra "N". Um pouco mais tarde, ele descobriu que uma das estrelas abertas no canto superior direito (marcada com linhas) não é nova, mas é uma estrela variável como as Cefeidas. Então, ele riscou “N” e escreveu “VAR!” (Variável em inglês - variável).
No canto superior direito, há uma imagem moderna do Hubble, tirada quase 90 anos depois.

Cefeidas - estrelas variáveis

O brilho de qualquer estrela muda ao longo do tempo para um grau ou outro. Assim, a quantidade de energia liberada pelo Sol muda em ~ 0,1% durante o conhecido ciclo solar de onze anos. Mas com toda a certeza, pode-se afirmar que o Sol é uma estrela constante.

Mas as Cefeidas, que pertencem a uma família vasta e diversificada de estrelas variáveis, cujo número total em nossa galáxia já conta mais de centenas de milhares, a mudança na energia liberada pode chegar a 600% em poucos dias.


Alterações no brilho do Cepheid V1 na galáxia de Andrômeda ao longo de um ciclo de 31,4 dias.
Foto do telescópio Hubble.


Gráfico das mudanças de brilho da mesma estrela. Uma característica acentuada das cefeidas e um declínio suave do brilho são claramente visíveis.
Pontos vermelhos - observações de astrônomos amadores, estrelas amarelas - dados do telescópio Hubble.

Às vezes, a variabilidade das estrelas é causada por razões puramente geométricas. Por exemplo, em um sistema binário próximo de estrelas, simplesmente uma estrela obscurece periodicamente a outra e parece-nos que a estrela se torna mais brilhante ou mais fraca.

Porém, mais frequentemente, a variabilidade das estrelas está associada ao seu estado físico, com mudanças muito reais na temperatura da superfície e no raio dos sóis. A razão para isso são as pulsações radiais da atmosfera estelar, nas quais as partículas se movem para cima e para baixo verticalmente. - A atmosfera se contrai e se expande periodicamente, alterando a temperatura da superfície, luminosidade e raio (até 15%) da estrela. Camadas mais profundas da estrela não afetam essas pulsações.


Sol e cefeida pulsante à escala.


E por que, por exemplo, nosso Sol não pulsa? Vamos ver como as estrelas semelhantes ao sol e as cefeidas clássicas diferem.

Anões e gigantes

As cefeidas são estrelas massivas, pesando de 4 a 12 solares, no passado gigantes azuis quentes da classe espectral B.

São estrelas de vida curta, com apenas algumas dezenas de milhões de anos. Eles já evoluíram, tendo esgotado o hidrogênio no núcleo, e passaram para o estágio de queima do hélio (o hidrogênio em nosso Sol queima por mais 6,4 bilhões de anos).

Agora, as temperaturas em suas superfícies são bastante baixas, cerca de 6.000 graus, o que as classifica com as classes espectrais amarela e branca-amarela F e G (o Sol também pertence à classe G).
No entanto, os raios desses super- e hiper-gigantes são 50-70 solares, e as luminosidades das Cefeidas excedem a solar em milhares ou mesmo dezenas de milhares de vezes. Portanto, essas estrelas são visíveis a distâncias significativas, em particular, intergalácticas. Não é por acaso que as cefeidas são chamadas de "faróis do universo".


NGC 4603 com 36 cefeidas fixas. - Uma das galáxias mais distantes em que estrelas individuais ainda diferem. (Estrelas brilhantes com picos de difração são objetos da nossa galáxia.)
Ele está localizado na 108 milhões St. anos de nós. Foto do Hubble.

Todas as estrelas massivas, durante sua evolução, mais cedo ou mais tarde passam pela era da instabilidade (ou a faixa de instabilidade no diagrama de Hertzsprung-Russell ). Além disso, dependendo da massa, isso acontece várias vezes.

As cefeidas não são uma exceção aqui - essas estrelas estão em um "momento conturbado" de suas vidas. - No núcleo, eles estão em processo de queima de hélio, enquanto as estrelas passam por complexas mudanças evolutivas. Dependendo da massa e idade da estrela, esses estágios de instabilidade duram de 10 a 350 mil anos. Durante esse curto período de pulsações, a estrela ejeta uma fração significativa de sua massa no espaço interestelar e, graças a isso, volta a um estado estável. É seguro dizer que as cefeidas não nascem - elas se tornam cefeidas.

Como M. Schwarzschild disse uma vez: “Quando uma estrela está na faixa das Cefeidas, ela se assemelha a uma pessoa com sarampo. "Se uma pessoa está doente, isso pode ser visto à primeira vista, mas após a recuperação não é mais possível dizer se ela já esteve doente com sarampo ou não".

Então, por que eles estão latejando?

Os astrofísicos por um longo tempo não conseguiram encontrar as causas de tais pulsações. Afinal, uma estrela está em equilíbrio de duas forças - pressão interna do gás e gravidade. Se um sistema desse tipo for retirado do equilíbrio, sem um influxo de energia, as oscilações livres nele rapidamente diminuirão e o sistema voltará ao equilíbrio. Os cálculos mostram que é suficiente para uma estrela fazer de 5 a 10 mil oscilações (cerca de 100 anos) para alcançar o equilíbrio. No entanto, o mesmo delta de Cepheus, descoberto em 1784, pulsa com força imutável.

O que faz a atmosfera estelar pulsar se a energia da fusão nuclear é gerada nas profundezas do intestino e na própria atmosfera não há fontes de energia? Afinal, o período de pulsação das Cefeidas é o parâmetro mais importante, sabendo qual você pode determinar a distância até essa estrela.

Em estrelas como o nosso Sol, anões densos, a transferência de energia na superfície é devida à convecção - simples mistura de matéria. - As camadas frias caem, as camadas quentes, aquecidas por baixo pela energia do núcleo, sobem.

A gravidade da superfície dos anões é grande, a substância próxima à atmosfera é densa e com baixa transparência e, de outra maneira, a energia não pode ser trazida para a superfície.

Nos gigantes, pelo contrário, as camadas superiores são esparsas e transparentes, como resultado da qual a energia é transferida para a superfície devido à transferência radiante (redirecionada de uma partícula para outra).



Agora imagine uma situação em que um gigante tenha uma fina camada de gás na fotosfera (a parte inferior da atmosfera) perde sua transparência com o aumento da temperatura. O que acontece então? - Quando uma estrela é comprimida, a radiação que sai de seus intestinos para a superfície se apoia contra essa camada opaca e quente. Ao mesmo tempo, a energia a aquece ainda mais e a camada se expande, como qualquer gás normal. Ao expandir, esfria e perde a opacidade. A energia explode e agora a força da gravidade prevalece sobre a pressão do gás - a estrela se contrai novamente. E assim em um círculo.

Esse mecanismo de pulsação da atmosfera estelar é chamado de "mecanismo de válvula" (por analogia com um motor térmico, onde a saída de calor durante a compressão é realizada usando válvulas).

Outro nome comum para esse mecanismo é o mecanismo kappa, já que a opacidade da matéria estelar na astrofísica é geralmente indicada pela letra grega κ (kappa).

O principal papel desse mecanismo é desempenhado pela chamada zona de dupla ionização crítica do hélio. Essa é a zona na qual, durante o ciclo de pulsações, o hélio é ionizado para um núcleo "vazio" ou recombinado novamente para um estado uma vez ionizado. (Uma propriedade importante do hélio aqui é que ele é ionizado uma vez - é muito mais transparente do que quando os dois elétrons foram arrancados). Quando comprimida, a temperatura aumenta e quanto mais hélio é aquecido, mais ionizado. É preciso energia, que, portanto, está atrasada nessa camada. Durante a expansão subsequente, o hélio se recombina (conecta um elétron e fica ionizado uma vez), a energia é destacada e sai da zona.


O princípio do k-mecanismo.
Setas vermelhas indicam a energia proveniente das entranhas da estrela, azul - gravidade.

Na década de 1950, S. A. Zhevakin, físico soviético que desenvolveu a idéia do “mecanismo valvular” de Eddington, descobriu aquela variante específica do mecanismo κ responsável pelas pulsações de estrelas variáveis ​​de muitos tipos, em particular as cefeidas, variáveis ​​do tipo RR Lyrae e muitos outros. outros.

Por que E. Hubble estava errado?

Se as cefeidas clássicas são detectores de alcance tão precisos que, ao determinar distâncias até galáxias distantes, o erro é de 15 a 20%, então por que E. Hubble, com a nebulosa de Andrômeda, perfazia 300%?

Anteriormente, todas as estrelas semelhantes a Cefeidas na morfologia da curva de luz eram encaminhadas para Cefeidas indiscriminadamente. Os astrônomos descobriram a diferença apenas na década de 1940, quando ficou claro que mesmo as cefeidas reais são divididas em dois subtipos de estrelas completamente diferentes: cefeidas do tipo I - nossas cefeidas clássicas e cefeidas do tipo II ou variáveis do tipo W de Virgem . A luminosidade deste último é várias vezes menor que a dos clássicos. Variáveis ​​do tipo W Virgem ou Cefeidas de aglomerados globulares, embora tenham características próximas às cefeidas clássicas, apresentam parâmetros e períodos de pulsações ligeiramente diferentes.

Em 1918, H. Shapley, um conhecido pesquisador de estrelas variáveis, revisou a dependência da luminosidade do período e incluiu todas as cefeidas em uma única calibração. (Hoje sabemos que a amostra de Shapley era heterogênea, e nem todas essas estrelas têm a mesma luminosidade no mesmo período). Portanto, o Hubble, olhando para as cefeidas clássicas da nebulosa de Andrômeda, não aplicou as fórmulas necessárias a elas, e é por isso que um erro tão sistemático com a distância apareceu.

Quanto “esperar pelo mar pelo clima”?

Nossas cefeidas clássicas são consideradas variáveis ​​de longo prazo. Os períodos de suas pulsações atingem 200 dias. Cefeidas do tipo II - até 35 dias.


Cefeidas de diferentes períodos da galáxia NGC 5584 em 70 milhões de St. anos de idade.
Foto do Hubble nas faixas UV, visível e infravermelho.

Os períodos das cefeidas clássicas dependem não apenas de suas massas, mas também da idade - à medida que a cefeida evolui, seu período diminui: para a idade de 10 milhões de anos, o período é de cerca de 50 dias e para a idade de 100 milhões de anos, leva cerca de um dia.

Uma ilustração vívida dessa dependência é a nossa antiga Estrela Polar (α Ursa Minorum), com uma idade de 60 milhões de anos e um período de 3,97 dias. No final dos anos 80. notou-se uma clara diminuição na amplitude de suas pulsações. Esperava-se isso em meados dos anos 90. Polar deixará de ser cefeida. Se Polyarnaya parasse de pulsar, esse seria o primeiro caso detectado de cessação das pulsações cefeidas.

No entanto, os dados dos últimos anos mostram que a diminuição da amplitude das pulsações do Polyarnaya parou abruptamente por volta de 1993 e, desde então, a amplitude das mudanças em seu brilho não mudou.

Definição constante de Hubble

A tarefa de determinar a constante de Hubble hoje permanece muito aguda, uma vez que a escala do Universo, sua densidade média e idade dependem de seu valor. - A constante Hubble indica a velocidade com a qual o universo se expande, a partir do "Big Bang" original, com qual velocidade as distâncias entre os aglomerados de galáxias aumentam continuamente.

Para um dos métodos para medir a constante do Hubble, você precisa saber a distância das galáxias (esse valor está incluído na lei do Hubble ). As cefeidas vêm em socorro, é claro. São necessárias estrelas que variam de ~ 12 a ~ 100 milhões de sv. anos de idade. - Em distâncias mais longas, as Cefeidas não diferem mais, mas perto de 12 milhões de km anos em nosso grupo local de galáxias, a gravidade prevalece sobre a lei de expansão do Universo. Portanto, é conveniente usar o aglomerado de galáxias mais próximo na constelação de Virgem como um objeto de pesquisa sobre as Cefeidas.


A mudança de brilho de uma das cefeidas da galáxia M100, que faz parte do aglomerado de Virgem em 56 milhões de anos de idade.

A distâncias superiores a 100 milhões de St. os anos usam mais "velas padrão" de longo alcance - supernovas do tipo Ia, que são visíveis a uma distância de ~ 1 bilhão de parsecs.
Eles são novamente calibrados contra as cefeidas da mesma galáxia em que a supernova entrou em erupção.


Galaxy UGC 9391 a ~ 130 milhões de St. anos de idade.
Cefeidas - círculos vermelhos, recentemente mostrados tipo Ia supernova - cruz azul.


Galaxy NGC 3021 em 92 milhões St. anos de idade.
As cefeidas são marcadas com círculos verdes e o surto da supernova SN 1995al é marcado em vermelho.

No momento, a constante de Hubble medida por métodos fotométricos usando cefeidas e supernovas observadas com o telescópio Hubble é de cerca de 73 (km / s) / Mpc (isso significa que se dois corpos estão a uma distância de um milhão de parsecs (3,2 milhões de anos-luz), então o espaço se expande entre eles a uma velocidade que parece ao observador de um dos corpos que o outro corpo está se afastando dele a uma velocidade de 73 quilômetros por segundo.)

Isso é 7-8% a mais do que o determinado pelos parâmetros de radiação de relict - 67,4 (km / s) / Mpc. As razões para essa grande discrepância ainda não estão claras, e o valor exato da constante Hubble ainda está em questão.

No entanto, dados fotométricos do satélite Gaia fornecem 69 km / s / Mpc. Então, os dados do telescópio Hubble estão errados? - Não vamos nos antecipar. Conclusões mais precisas podem ser feitas após a publicação do terceiro catálogo de Gaia, que levará em conta a variabilidade das próprias Cefeidas.

Bem, em conclusão, vamos admirar a Cefeida mais bonita da Via Láctea - RS Korma cercada por sua nebulosa.

Uma estrela é dez vezes mais massiva que o Sol e cerca de 15 mil vezes mais brilhante.



Graças à nebulosa refletora em torno da estrela, um fenômeno astronômico foi descoberto - o efeito de um eco de luz . Este efeito é muito semelhante a um eco sonoro. Durante o flash, uma parte da luz atinge imediatamente os olhos do observador, e outra parte é retida no material da nebulosa e atinge depois de algum tempo. Por isso, surge uma ilusão geométrica de que a nuvem de gás está se expandindo em velocidade superluminal. O efeito do eco da luz em 2008 tornou possível medir com muita precisão a distância até a RS Stern - 6.500 St. anos de idade.


Eco claro de cefeidas RS cocô.