Variabila cefeidă

Locația din diagrama HR cu Cepheid indicată.

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

Denumirea de „Cepheid” provine de la prototipul stelei : Delta Cephei , a doua stea de acest tip descoperită istoric. Primul cefeid observat a fost de fapt eta Aquilae . Observațiile ulterioare au identificat Cepheid mai întâi în cele două nori din Magellan , apoi în alte galaxii. Cefeidele constituie o clasă eterogenă de stele suficientă pentru culoare , temperatură reală , dimensiune și compoziție stelară .

Opacitatea mecanismului Cepheid la baza pulsului lor constă în mod substanțial în ionizarea gazului conținut în straturile de suprafață: de obicei este heliu .

Cefeidele se numără printre cei mai exacți indicatori de distanță din univers (în jargonul numit „ lumânări standard ”). Distanța faptului Cepheid este calculată cu exactitate prin compararea celor două perioade de măsurare și magnitudine aparentă : se constată de fapt 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 cefeidă supergigantă galbenă stea observabilă cu ochiul liber în câteva săptămâni. Se află în constelația Cefeu .

O cefeidă este de obicei o stea galbenă gigantică populație I tânără și o masă intermediară care pulsează în mod regulat în expansiune și contractare, schimbându-și astfel luminozitatea într-un ciclu foarte regulat. Luminozitatea cefeidelor este de obicei între 1000 și 10000 de ori mai mare decât cea a Soarelui, iar perioada de oscilație merge 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 prin fuziunea nucleară care are loc în regiunile 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.

Atunci când o cefeidă traversează în diagrama HR așa-numita bandă de instabilitate straturile exterioare devin instabile, adică o perturbare din starea de echilibru tinde să se răspândească mai degrabă decât să se estompeze, iar această instabilitate este cauza grundului 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. Apoi trebuie să 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 Cepheid ionizează o mică fracțiune dell'He ⁺ He la ^+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 în curând începe să se răcească și El ^{+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 de stradă 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, cunoașterea intensității luminoase absolute a lampionului, în lumânări [cd] , măsurând cu un fotometru intensitatea luminii a lampionului observată, putem calcula distanța acestuia de la observator.

Luminozitatea absolută a stelelor nu este cunoscută din timp, deoarece depinde de factori precum dimensiunea, temperatura și poziția din diagrama Hertzsprung-Russell , parametri nemișurabili 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 scală a fost calibrată folosind stele cefeide foarte apropiate, pentru care distanța era deja cunoscută și măsurabilă cu metoda paralelei stelare , o tehnică suficient de precisă pentru obiecte 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 datorită 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 Fecioarei , 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 și cefeide clasice și stele ale populației I , de obicei supergigantele galbene destul de tinere, de tip spectral variază între F6 și K2 și mase variind de la 4 la 20 de ori mai mult decât ale Soarelui care au evoluat din stelele clasa O și B ^{[ 1]}

Cefeide ușoare

Același subiect în detaliu: Cefeida de tip II .

Unitatea Cefeidelor de tip II este compusă din stele ale populației II , mai ușoare; În mod obișnuit sunt numite variabile W Virginis și au un comportament similar cu cefeidele clasice, deși de obicei sunt câteva magnitudini mai slabe decât acesta din urmă (dar întotdeauna mai strălucitoare decât RR Lyrae Classic). La rândul său, acest tip de cefeide este împărțit în alte subtipuri în funcție de perioada de variabilitate.

Exemple

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

Sub unele dintre cele mai strălucitoare cefeide ^[3] .

Nume	Magnitudine aparentă max	Magnitudine aparentă min	Perioada (zile)	Clasa de temperatură Harvard
Polaris To	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 Regale Astronomice 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 .