Wat zijn Cepheid -variabelen?

In astronomie zijn Cepheid -variabelen variabele sterren waarvan de helderheid gedurende een bepaalde periode op een karakteristieke, regelmatige manier verandert.Normaal gesproken wordt de uiterlijke druk van nucleaire fusie in het centrum van een ster in evenwicht gebracht door innerlijke druk vanwege de zwaartekracht van de ster en blijft de ster op een constante grootte en helderheid.Variabele sterren gaan door een cyclus van expansie en contractie die hun helderheid beïnvloedt.In cepeid -variabelen neemt de lengte van de cyclus toe met de helderheid van de ster op een voorspelbare manier, zodat wanneer de periode wordt gemeten, astronomen de werkelijke helderheid van de cepheid kunnen zien, en uit de schijnbare helderheid op aarde, bereken hoe ver afstandelijkhet is.Deze variabele sterren zijn een belangrijk hulpmiddel voor het meten van de afstanden tot andere sterrenstelsels.

Men denkt dat deze sterren zich uitbreiden en in een reguliere cyclus contracteren vanwege de eigenschappen van helium, die ze in grote hoeveelheden bevatten.Wanneer helium volledig is geïoniseerd, is dit minder transparant voor elektromagnetische straling, waardoor het opwarmt en uitbreidt.Naarmate het zich uitbreidt, koelt het en wordt het minder geïoniseerd en absorbeert het minder warmte en contracteren.Dit resulteert in een regelmatig patroon van expansie en samentrekking, met parallelle variaties in helderheid, met een periode variërend van één tot ongeveer 50 dagen.

Er zijn twee hoofdtypen Cepheid -variabelen.Type I, of klassieke cepheïden, zijn relatief jonge, zeer lichtgevende sterren, die een relatief groot deel van de zwaardere elementen bevatten, wat aangeeft dat ze vormden in regio's waar deze elementen werden gecreëerd door de supernova -explosies van oudere sterren.Type II cepheïden zijn ouder, minder lichtgevende sterren die weinig zware elementen bevatten.Er zijn ook abnormale Cepheïden, die meer complexe cycli hebben, en dwerg Cepheïden.Klassieke cepheïden, vanwege hun grotere helderheid en eenvoudige, reguliere cycli, zijn nuttiger voor astronomen voor het bepalen van galactische afstanden.

De regelmatige variaties in helderheid en de vaste relatie tussen helderheid en cycluslengte werden ontdekt door de astronoom Henrietta Leavitt in 1908 toenZe bestudeerde deze sterren in de kleine Magellanic Cloud, een klein sterrenstelsel dicht bij de onze.De term Cepheid -variabelen komen van een van de sterren bestudeerd door Leavitt, genaamd Delta Cephei.Omdat het mogelijk was om de werkelijke helderheid van een Cepheid -variabele uit zijn periode te bepalen, was het ook mogelijk om de afstand te bepalen tot het feit dat de hoeveelheid licht die de aarde bereikt, omgekeerd evenredig is met de afstand tot de bron.Dergelijke objecten van bekende helderheid staan bekend als 'standaardkaarsen'.

Vergelijking van de resultaten van deze berekeningen voor cepheïd -variabelen in onze eigen melkweg met afstanden berekend door Parallax bevestigde dat de methode werkte.Type I Cepheïden zijn maximaal 100.000 keer zo helder als de zon.Dit betekent dat ze kunnen worden gedetecteerd, per telescopen op basis van de aarde, in andere sterrenstelsels tot ongeveer 13 miljoen lichtjaren verwijderd.De Hubble Space Telescope was in staat om deze sterren op een afstand van 56 miljoen lichtjaren te detecteren.Cepheid -variabelen boden bevestiging, vroeg in de 20e eeuw, dat het universum zich veel verder reikte dan ons eigen sterrenstelsel, dat slechts een van de vele was.

Deze sterren leverden ook het eerste sterke bewijs dat het universum uitbreidde.In 1929 vergeleek Edwin Hubble metingen van de afstanden met een aantal sterrenstelsels, verkregen met behulp van cepheïd -variabelen en roodverschuivingsmetingen, die aangaven hoe snel ze van ons afnamen.De resultaten toonden aan dat de snelheden waarmee de sterrenstelsels zich terugwegen evenredig was met hun afstand en leidde tot de formulering van de wet van Hubble.