Delta Cephei — kefeidimuuttuja ja perusetäisyyskalibraattori

Delta Cephei (δ Cep, δ Cephei) on kaksoistähtijärjestelmä noin 887 valovuoden päässä pohjoisessa Cepheuksen tähdistössä. Tällä etäisyydellä tähden näennäinen magnitudi pienenee 0,23:lla näköyhteyden varrella olevan kaasun ja pölyn vuoksi, eli tähtä katsottuna himmenee noin 0,23 magnitudia interstellaarisen vaimennuksen takia.

Merkitys etäisyysmittauksissa

Delta Cephei, jonka John Goodricke löysi vuonna 1784, oli vasta toinen löydetty kefeidimuuttuja. Se on erityisen tärkeä tähtitieteessä, koska sen etäisyys tunnetaan hyvin. Tästä syystä sitä käytetään perusetäisyyskalibraattorina eli yhtenä paikallisena "absoluuttisena kynttilänä", jolla kalibroidaan kefeidien periodi–luminoisuus-relaatiota (Leavittin lakia). Tämän kalibraation avulla voidaan määrittää etäisyyksiä kaukaisempiin kefeideihin ja siten rakentaa kosmista etäisyysportaikkoa aina Hubble'n vakion arviointiin saakka. Etäisyyden tarkkuus perustuu osin siihen, että Delta Cep sijaitsee tähtijoukossa lähellä Maata, ja että Hubble Space Telescope/Hipparcos -avaruusteleskoopin tarkat parallaksit tarjoavat hyvän mittaustuloksen. Delta Cephei on klassinen eli tyypin I kefeidimuuttuja.

Pulsaatio, valoisuus ja spektri

Delta Cephei pulsoi jaksollisesti, minkä seurauksena sen säde, lämpötila ja kirkkaus vaihtuvat. Pulsaatiojaksoksi on mitattu noin 5,366 vuorokautta, ja tämän periodin aikana tähden spektriluokka muuttuu tyypillisesti F- ja G-tyypin välillä pulssin eri vaiheissa. Delta Cephei säteilee noin 2 000-kertaisesti Auringon valovoimaan verrattuna, mikä selittää sen kirkkaan näkyvyyden kauaskin. Kefeidien pulssit johtuvat radiaalisista värähdyksistä tähden sisäosissa, ja ne aiheuttavat systemaattisen periodin–luminoisuuden yhteyden, jota käytetään mittakaavana etäisyyksille.

Kaksois- ja moninkertaisuus

Delta Cephei on osa moninkertaista järjestelmää; pääkomponentin ympärillä on ainakin yksi lähempi kumppani sekä kauempia visuaalisia seuralaisia. Kumppanien olemassaolo ja ominaisuudet ovat tärkeitä kefeidin massan, iän ja evoluution määrittämiseksi, sillä niiden avulla voidaan yhdistää havaintodataa (esim. spektroskopiaa ja kuvausta) teoreettisiin malleihin.

Ympäristö ja massan menetys

Kefeidiin liittyvä suuri valoisuus ja pulssit ajavat voimakasta tähtituulta. Delta Cephei menettää massaa arvioidulla nopeudella (1,0 ± 0,8) × 10-6 auringon massaa vuodessa, mikä vastaa Auringon massaa noin miljoonan vuoden välein. Aine virtaa ulospäin noin 35 km s-1 nopeudella. Tämä ulosvirtaava kaasu muodostaa noin yhden parsekin levyisen sumun, jonka keskipiste on Delta Cephei ja joka sisältää 0,07–0,21 auringon massaa neutraalia vetyä. Havaintoja infrapuna- ja radioalueilla (mm. Spitzer- ja HI-mittaukset) tukevat tätä kuvaa ympäröivästä materiaalista. Lisäksi järjestelmässä on havaittu tähtituulen ja tähtienvälisen väliaineen törmäyksestä syntyvä jousisokki (bow shock), jossa tuuli kohtaa ympäröivän mediumin.

Tutkimuksen haasteet ja vaikutukset

Massan menetys ja ympäröivä materiaali voivat vaikuttaa kefeidin havaituihin ominaisuuksiin (esim. väriin ja kirkkauteen), ja siten ne on otettava huomioon, kun kefeidejä käytetään etäisyyksien kalibrointiin. Delta Cephein tapauksessa yhdistämällä optiset havainnot, avaruusteleskooppimittaukset ja radio-/infrapunahavaintoja saadaan kattavampi kuva sekä tähdestä että sen ympäristöstä, mikä parantaa periodi–luminoisuus-suhteen luotettavuutta.

Ainoa meitä lähempänä oleva Cepheidi-muuttuja on Pohjantähti Polaris, jonka etäisyyttä ei vieläkään tunneta täysin yksiselitteisesti, joten Delta Cephei säilyttää asemansa keskeisenä etäisyyskalibraattorina.

Kysymyksiä ja vastauksia

K: Mikä on Delta Cephei?

K: Kuka löysi Delta Cephein?

K: Kuinka kaukana Delta Cephei on?

K: Mikä tekee Delta Cepheistä tärkeän?

K: Minkä tyyppinen muuttuva tähti on Delta Cephei?

K: Kuinka paljon valovoimaa Delta Cehei säteilee verrattuna Auringon valovoimaan?

Kysymys: Kuinka paljon massaa delta cepheistä poistuva kaasu sisältää?

Hae kirjaimella