Kefeidi

Kefeidit ovat eräänlaisia erittäin kirkkaita muuttuvia tähtiä. Kefeidien valovoiman ja pulssiajan välillä on vahva suora yhteys. Tämä tekee kefeideistä tärkeitä standardikynttilöitä galaktisten ja ekstragalaktisten etäisyysasteikkojen määrittämiseksi.

Kefeidimuuttujat jaetaan useisiin alaluokkiin, joilla on selvästi erilaiset massat, iät ja kehityshistoriat:

  1. Klassiset kefeidit
  2. Tyypin II kefeidit
  3. Anomaaliset kefeidit
  4. Kääpiökefeidit

Ensimmäinen tunnettu kefeidi oli Cepheuksen tähdistössä sijaitseva Delta Cephei, jonka John Goodricke löysi vuonna 1784. Delta Cephei on erittäin tärkeä, koska sen etäisyys tunnetaan erittäin hyvin, mikä johtuu osittain siitä, että se sijaitsee tähtijoukossa, ja Hubble Space Telescope/Hipparcos-parallaksista.

Luokat

Klassiset kefeidit

Klassiset kefeidit (tunnetaan myös nimellä Populaatio I -kefeidit, tyyppi I -kefeidit tai Delta Cephei -muuttujat) sykkivät hyvin säännöllisin jaksoin, jotka vaihtelevat päivistä kuukausiin. Klassiset kefeidit ovat populaation I nuoria muuttuvia tähtiä, jotka ovat 4-20 kertaa Auringon massaisia ja jopa 100 000 kertaa kirkkaampia. Kefeidit ovat keltaisia superjättiläisiä, joiden spektriluokka on F6-K2. Kun ne sykkivät, niiden säteet muuttuvat ~25 %. Pidempijaksoisella I Carinaella tämä tarkoittaa miljoonia kilometrejä pulssisyklin aikana.

Tyypin II kefeidit

II-tyypin kefeidit (myös II-populaation kefeidit) ovat II-populaation muuttuvia tähtiä, jotka sykkivät 1-50 päivän jaksoissa. Tyypin II kefeidit ovat tyypillisesti metallipitoisia, vanhoja (~10 giga vuotta) ja pienimassaisia kohteita (~ puolet Auringon massasta). Tyypin II kefeidit jaetaan jakson mukaan useisiin alaryhmiin.

II-tyypin kefeidejä käytetään Linnunradan, pallomaisten tähtijoukkojen ja galaksien galaktisen keskuksen etäisyyden määrittämiseen.

Anomaaliset kefeidit

Ryhmä epävakauskaistalla olevia sykkiviä tähtiä, joiden jaksot ovat alle 2 päivää ja jotka muistuttavat RR Lyrae -muuttujia, mutta joiden luminositeetti on suurempi. Anomaalisten kefeidimuuttujien massat ovat suurempia kuin tyypin II kefeidien, RR Lyrae -muuttujien ja aurinkomme. On epäselvää, ovatko ne nuoria tähtiä vaakasuorassa haarassa, sinisiä hajanaisia tähtiä, jotka ovat syntyneet massansiirrosta kaksoissysteemeissä, vai sekoitus molempia.

Kaksoismoodiset kefeidit

Pienellä osalla kefeidimuuttujista on havaittu sykkivän samanaikaisesti kahdessa moodissa, yleensä perustaajuudella ja ensimmäisellä yläaallolla, joskus myös toisella yläaallolla. Hyvin pieni osa sykkii kolmessa moodissa tai epätavallisessa moodien yhdistelmässä, joka sisältää korkeampia yläsäveliä.

Kysymyksiä ja vastauksia

Q: Mitä ovat kefeidit?


V: Kefeidit ovat eräänlaisia erittäin kirkkaita muuttuvia tähtiä.

K: Mikä on kefeidin valovoiman ja sen pulssijakson välinen suhde?


V: Kefeidien valovoiman ja pulssijakson välillä on vahva suora yhteys.

K: Miksi kefeidit ovat tärkeitä standardikynttilöitä galaktisen ja ekstragalaktisen etäisyysasteikon kannalta?


V: Kefeidit ovat tärkeitä standardikynttilöitä galaktisella ja ekstragalaktisella etäisyysasteikolla, koska niiden luminositeetin ja pulsaatioajan välillä on yhteys.

K: Mihin eri alaluokkiin kefeidimuuttujat jaetaan?


V: Kefeidimuuttujat jaetaan klassisiin kefeideihin, tyypin II kefeideihin, anomaalisiin kefeideihin ja kääpiökefeideihin.

K: Kuka löysi ensimmäisen tunnetun kefeidin?


V: John Goodricke löysi ensimmäisen tunnetun kefeidin, Delta Cephei, Kefeuksen tähdistöstä vuonna 1784.

K: Miksi Delta Cephei on erittäin tärkeä?


V: Delta Cephei on erittäin tärkeä, koska sen etäisyys tunnetaan erittäin hyvin, mikä johtuu osittain siitä, että se sijaitsee tähtijoukossa, ja siitä, että Hubble Space Telescope/Hipparcos-avaruusteleskoopin parallaksit ovat tarkkoja.

Kysymys: Millä tavalla maailmankaikkeuden laajenemisnopeutta voidaan mitata?


V: Kefeidit ovat yksi kahdesta tavasta mitata maailmankaikkeuden laajenemisnopeutta.

AlegsaOnline.com - 2020 / 2023 - License CC3