Variabila cefeidă

Poziția din diagrama HR cu cefeidele indicate.

O cefeidă este un tip de stea uriașă care pulsează , crescând și scăzând diametrul acesteia cu o perioadă care poate varia de la câteva ore la sute de zile.

Denumirea de „Cefeide” derivă din prototipul stelei : delta Cephei , a doua stea descoperită istoric de acest tip. Primul cefeid observat a fost de fapt eta Aquilae . Observațiile ulterioare au identificat cefeidele mai întâi în cei doi nori magellani , apoi în alte galaxii. Cefeidele sunt o clasă destul de eterogenă de stele în ceea ce privește culoarea , temperatura efectivă , dimensiunea și compoziția stelară .

Mecanismul de opacitate al cefeidelor la baza pulsației lor constă în principiu în ionizarea gazului conținut în straturile de suprafață: de obicei este heliu .

Cefeidele se numără printre cei mai exacți indicatori de distanță din cosmos (numiți în jargon: „ lumânări standard ”). De fapt, distanța cefeidelor poate fi calculată exact comparând cele două măsurători ale perioadei și magnitudinii aparente : s-a descoperit că pentru aceste stele valoarea luminozității corespunde exact valorii perioadei.

Cefeidele sunt împărțite în două tipuri în funcție de masă: grele (tip I, cel mai frecvent) și ușoare (tip II).

Descriere

Delta Cephei (centru) , o stea supergigantă Cefeidă galbenă, observabilă cu ochiul liber în câteva săptămâni. Se află în constelația Cefeu .

O cefeidă este de obicei o tânără stea gigantă galbenă a populației I și a masei intermediare care pulsează regulat prin extindere și contracție, schimbându-și astfel luminozitatea într-un ciclu extrem de regulat. Luminozitatea cefeidelor este în general între 1000 și 10000 de ori mai mare decât cea a Soarelui, iar perioada de oscilație variază de la ordinea zilei la sute de zile. Profilul de luminozitate al unei cefeide în timpul unui ciclu de pulsație este de obicei nesimetric, cu brațul ascendent mai scurt și mai abrupt decât cel descendent și, pe lângă vârful principal, curba de luminozitate are adesea un al doilea vârf, sau "bump", a cărui poziție față de cea principală variază în funcție de perioada de oscilație a pulsatorului în sine.

Fenomenul de oscilație (expansiune, contracție) este limitat doar la suprafața stelară și nu se datorează nicio modificare a cantității de energie produsă de fuziunile nucleare care apar în regiunile cele mai interioare ale structurilor. Prin urmare, oscilația luminozității este cauzată numai de dimensiunea mai mare sau mai mică a suprafeței externe de iradiere și de variația temperaturii suprafeței în timpul ciclului de pulsație.

Când o cefeidă traversează așa-numita bandă de instabilitate din diagrama HR, straturile exterioare devin instabile, adică o perturbație din starea de echilibru tinde să se propage mai degrabă decât să se amortizeze, iar această instabilitate este cauza declanșatorului mecanismului de pulsație. Cu toate acestea, această condiție de instabilitate nu este capabilă, de la sine, să explice ciclul (pulsațiilor) Cefeidului și repetarea acestuia în timp, deoarece ar fi rezonabil să ne așteptăm că energia pierdută prin disipare în ciclu ar putea pune capăt pulsația însăși. Prin urmare, este necesar să se ia în considerare abundența He ⁺ în atmosfera lor și fenomenele de ionizare și recombinare care apar din cauza creșterii (scăderii) temperaturii și a presiunii. Radiația puternică generată de cefeidă ionizează o mică parte din He ⁺ la He ⁺² , care este mult mai opacă radiației. Atmosfera începe să blocheze o parte din radiația de ieșire, devine mai fierbinte și începe să se extindă. O atmosferă mai caldă și mai extinsă determină o creștere a luminozității cefeidului.

Atmosfera extinsă începe curând să se răcească, iar He ^{+2 se} recombină în He ⁺ . Acum atmosfera este din nou relativ transparentă, pierde căldură și se micșorează. Întregul proces începe acum de la început.

Indicatori de distanță

Luminozitatea unui obiect variază cu inversul pătratului distanței de la observator; de exemplu, lumina unei lămpi stradale observată de la 100 de metri distanță va apărea de 4 ori mai strălucitoare decât una la 200 de metri și de 9 ori mai strălucitoare decât una la 300 de metri. Prin urmare, din cunoașterea intensității luminoase absolute a lămpii stradale, în candele [cd] , prin măsurarea intensității luminoase a lămpii stradale observate cu un fotometru , este posibil să se calculeze distanța acesteia față de observator.

Luminozitatea absolută a stelelor nu este cunoscută a priori deoarece depinde de factori precum dimensiunea, temperatura și poziția din diagrama Hertzsprung-Russell , parametri care nu pot fi măsurați pentru stelele care sunt situate la distanțe mari.

Strălucirea absolută a unei stele cefide este cunoscută în schimb a priori, deoarece este strâns legată de perioada de pulsație. O cefeidă cu o perioadă de trei zile are o luminozitate egală cu 800 de ori mai mare decât cea a Soarelui. O cefeidă cu o perioadă de treizeci de zile este de 10.000 de ori mai strălucitoare decât Soarele. Această scară a fost calibrată folosind stele cefeide foarte apropiate, pentru care distanța era deja cunoscută și măsurabilă cu metoda de paralaxă stelară , o tehnică suficient de precisă pentru obiectele care sunt situate la distanțe care nu depășesc 100 de ani lumină.

Luminozitatea lor ridicată și prezența lor observată în multe galaxii fac ca stelele Cepheid să fie lumânarea standard ideală pentru măsurarea distanței grupurilor globulare și galaxiilor externe. Măsurarea distanței cu această metodă este afectată de erori în determinarea luminozității absolute a cefeidului datorită reducerii luminozității datorată îmbătrânirii stelei în sine, prezenței prafului interstelar și lipsei de cunoaștere a poziției precise a variabila Cepheid din interiorul clusterului sau galaxiei; aceste erori sunt de obicei mici în acest tip de măsurare. Supernovele de tip 1A sunt, de asemenea, utilizate ca lumânări standard, deoarece explodează cu o emisiune cunoscută de luminozitate, iar în 2012 , supernova 2012fr a explodat în galaxia Sculptor , conținând variabile cefeide deja cunoscute, a făcut posibilă calibrarea precisă a tuturor măsurătorilor anterioare. acest instrument de măsurare foarte precis.

Stelele cefeide sunt vizibile la distanțe mari. Edwin Hubble a identificat mai întâi câteva cefeide în galaxia Andromeda , dovedind natura sa extragalactică. Mai recent, Telescopul spațial Hubble a reușit să identifice unele cefeide din clusterul Fecioară , la o distanță de 60 de milioane de ani lumină .

Cefeide grele

Cefeidele sunt împărțite în două tipuri, tipul I (greu) și tipul II (ușor).

Cefeidele de tip I se mai numesc cefeide clasice și sunt stele ale populației I , de obicei supergigante galbene mai degrabă tinere, de tip spectral variind între F6 și K2 și mase variind de la 4 până la 20 de ori mai mari decât ale Soarelui care au evoluat din stelele din clasa O și B ^[1]

Cefeide ușoare

Același subiect în detaliu: Cefeida de tip II .

Cefeidele de tip II sunt compuse în schimb din stele ale populației II , mai ușoare; acestea sunt în general numite variabile W Virginis și au un comportament similar cu cefeidele clasice, deși în mod obișnuit sunt câteva magnitudini mai slabe decât acestea din urmă (dar întotdeauna mai luminoase decât RR Lyrae clasice). La rândul său, acest tip de cefeide este împărțit în alte subtipuri în funcție de perioada de variabilitate.

Exemple

O fotografie a lui Polaris A: magnitudinea sa variază de la 1,86 la 2,13, pe o perioadă de 3,97 zile ^[2] .

Iată câteva dintre cele mai strălucitoare cefeide ^[3] .

Nume	Magnitudine aparentă max	Magnitudine aparentă min	Perioada (zile)	Clasa de temperatură Harvard
Polaris A	1,97	2.00	3,97	F7Ib-F8Ib
Carinae	3.28	4.18	35,54	F6Ib-K0Ib
β Doradus	3.41	4.08	9.8426	F4-G4Ia-II
η Aquilae	3,48	4.39	7.176641	F6Ib-G4Ib
δ Cephei	3,48	4.37	5.366341	F5Ib-G1Ib
ζ Geminorum	3,62	4.18	10.15073	F7Ib-G3Ib
X Sagittarii	4.2	4.9	7.01283	F5-G2II
W Sagittarii	4.29	5.14	7.59503	F4-G2Ib
RT Aurigae	5	5,82	3.728115	F4Ib-G1Ib
FF Aquilae	5.18	5,68	4.4709	F5Ia-F8Ia
S Sagittae	5.24	6.04	8.382086	F6Ib-G5Ib
Y Sagittarii	5,25	6.24	5.77335	F5-G0Ib-II
BG Crucis	5.34	5.58	3.3428	F5Ib-G0p
T Vulpeculae	5.41	6.09	4.435462	F5Ib-G0Ib
AH Velorum	5,50	5,89	4.2272	F7Ib-II
MY Puppis	5.54	5,76	5,6948	F4Iab
DT Cygni	5.57	5,96	2.4992	F5.5-F7Ib-II
T Monocerotis	5.58	6,62	27.02465	F7Iab-K1Iab + A0V
AX Circini	5,65	6.09	5.273268	F2-G2II + B4
PE Cassiopeiae	5,70	6.18	1.9493	F5Ib-II-F7Ib-II
U Carinae	5,72	7.02	38,7681	F6-G7Iab
V1334 Cygni	5,77	5,96	3.3328	F2Ib
X Cygni	5,85	6,91	16.3863	F7Ib-G8Ib

Notă

^ Turner, David G., The Progenitors of Classical Cepheid Variables ( PDF ), în Jurnalul Societății Astronomice Regale din Canada , 1996.
^ Polaris (Catalogul stelelor strălucitoare) , pe alcyone.de . Adus la 26 noiembrie 2019 (depus de „url original 22 aprilie 2008).
^ VSX = Căutare , pe aavso.org , AAVSO .