Rieth József: Anyagvilág - Háttérismeret

Cefeida

TartalomjegyzékhezVilágképem <  Anyag-időszak     

A Cefeida-típusú változó vagy cefeida a pulzáló változócsillagok egyik fajtája, jellemzően 4-5 naptömegű, vagy nehezebb sárga szuperóriás csillag, mely színét, fényerejét (0,5-1,7 magnitúdóval) és átmérőjét (10-20%-kal) néhány napos-néhány hetes periódussal változtatja. Változási periódusa és abszolút fényessége között összefüggés van, így standard gyertyaként felhasználható. A változótípus névadója és prototípusa a δ Cephei, amelynek fényváltozásait John Goodricke fedezte fel 1784-ben.

 

A fényességváltozás periódusa és a fényesség közötti összefüggés miatt, melyet Henrietta Swan Leavitt fedezett fel 1912-ben, a cefeida változókat viszonyítási pontként lehet használni az őket tartalmazó csillaghalmaz vagy galaxis távolságának a meghatározásánál. Mióta az összefüggést a közeli cefeidák mérésével pontosítani lehetett, az ezzel a módszerrel kiszámított távolságok a lehető legpontosabbak. Mivel a cefeidák szuperóriások, nagy fényességük miatt viszonylag nagy távolságok mérésére (napjainkban akár 100 millió fényévig) is alkalmasak mintegy 10-20%-os hibával.

Egy cefeida általában első populációs sárga óriás csillag, amely tágulással és összehúzódással pulzál. Ennek eredményeként a fényességben szabályos oszcilláció lép fel. A cefeidák luminozitása a Napnál 103 – 104-el nagyobb. Mivel a cefeidák nagy része első populációs, ezeket I. típusú cefeidáknak nevezzük. A hasonló, de második populációhoz tartozó W Virginis változócsillagok a II. típusú cefeidák.

A cefeidák pontos tömege adott fényességgel vagy periódussal még nem ismert, de a csillagászok remélik, hogy a Polaris rendszer újonnan felfedezett harmadik csillaga adatokkal szolgálhat.

Néhány cefeida (mint a Polaris) periódusa néhányszor tíz év alatt csökkenést mutat. Nagy látszólagos fényességű cefeidák, amelyek már szabad szemmel is megfigyelhetők: δ Cephei, η Aquilae, ζ Geminorum, β Doradus.

Változásuk oka az, hogy a magjukból kijutó sugárzást a külső rétegek elnyelik, ettől felmelegednek és kitágulnak. Így viszont kevesebb sugárzást tudnak elnyelni, emiatt lehűlnek és összehúzódnak, majd a folyamat kezdődik elölről. A fényelnyelés csillagászatban alkalmazott jeléről (κ) az ilyen jellegű periodikus folyamatot kappa-folyamatnak hívják.

Viszonyítási pont

A cefeida változók luminozitása és változási periódusa közötti összefüggés elég pontos és már szinte egy évszázada használják viszonyítási pontként. Az összefüggést Henrietta Swan Leavitt fedezte fel 1912-ben. Több száz cefeidákról készített fotót tanulmányozott át és itt fedezte fel a periódus-fényesség összefüggést. Egy három napos periódusú cefeida luminozitása nagyjából 800-szor nagyobb a Napnál, a 30 napos periódusú cefeidáé pedig már a Nap 10 000-szerese. A léptéket a közeli cefeidák mérésével pontosították, amelyeknek a távolságát más módszerrel már ismerték. A nagy luminozitás és a pontos távolságmeghatározás miatt a cefeidák ideális viszonyítási pontok a csillaghalmazok és a galaxisok távolságának mérésénél. Természetesen van kisebb eltérés, mert nem tudjuk a cefeida pontos helyét a halmazon vagy a galaxison belül, de a hiba jelentéktelen ilyen méréseknél.

A nagy luminozitásnak köszönhetően a cefeidák nagy távolságból is látszanak. Edwin Hubble először az Androméda-ködben talált cefeidákat, amelyek bizonyították az akkor még nem teljesen elfogadott extragalaktikus távolságokat. Napjainkban a Hubble-űrtávcső már 60 millió fényévre, a Virgo-halmazban lévő cefeidákat is azonosított.

Periódus-fényesség összefüggés

A Cefeida változók periódusa (P) és abszolút fényessége (Mv) között összefüggést találtak, olyan cefeidák adatai alapján állították fel, amelyek távolságát más módszerekkel határozták meg.

Ultrahosszú periódusú cefeidák

Az ultrahosszú periódusú (angolul Ultra Long Period, ULP) cefeidák a cefeidákhoz megfigyelt tulajdonságaikban hasonló, de fizikai paramétereikben azoktól inkább eltérő változócsillagok. Periódusuk 80-180 nap közötti, hőmérsékletük (a cefeidákra jellemző periodikus változásokkal ellentétben) folyamatosan csökken, tömegük igen nagy, 12-20 naptömeg. Mivel a cefeidák periódus-luminozitás függvényétől eltérően viselkedtek, korábban nem használták őket távolságmérésre, később sikerült külön, rájuk vonatkozó összefüggést megállapítani, így kozmikus távolságmérésekben a cefeidáknál mintegy háromszor messzebb (körülbelül 300 millió fényévig) 10–20%-os hibával alkalmazhatóak távolságmérésre.

Cepheida-típusú változók

Delta cephei változók

A cefeidák pulzáló változócsillagok, fő képviselőjük a δ Cephei. F vagy K színképosztályba sorolhatóak, periódusidejük 1 és 50 nap közötti. Nem túl gyakori változótípus. Fényességváltozásuk amplitúdója 0,4 és 1,7 magnitúdó közötti. Fénygörbéjüknek a minimumtól maximumig terjedő szakasza (ún. felszállóág) többnyire rövidebb, mint a leszállóág. A csillag felszínének hőmérséklete a periódus maximuma idején 1000 kelvinnel magasabb, mint minimum idején. A csillag sugarának változása 4-20% közötti, ami a radiális sebességváltozásokból számítható ki. A csillag sugarának legnagyobb méretét a leszállóágnál, legkisebb méretét pedig a felszállóágnál éri el.

A cefeidákat egymás alá rendezve a fénygörbék speciális fényváltozást mutatnak. Kb. 6-7 napos periódusnál megjelenik egy "hupli" a görbén, majd fokozatosan eltolódik. Fázisa arányos a csillag tömegével. Ez a Hertzsprung-progresszió.

A cefeidák legfontosabb tulajdonsága, hogy pulzációs periódusuk és abszolút fényességük között szoros összefüggés mutatkozik. Ezt a relációt Henrietta Leavitt amerikai csillagász fedezte fel a XX. század elején. Mivel a periódus jól mérhető, ezért a cefeidák abszolút fényessége ismert, így kiválóan alkalmasak standard gyertyának, azaz távolságuk biztosan számítható a látszó és abszolút fényességükből. A távolságmérési módszer nagy távolságok megállapítására (extragalaxisok) is alkalmas.

A cefeidák további két alcsoportba sorolhatóak; a két csoport a W Virginis-típusú csillagok és a klasszikus cefeidák (I. populációs csillagok).

W Virginis változók

Ezek a csillagok nagyon hasonlítanak a klasszikus cepheidákhoz, de ellentétben velük a II. populációhoz tartoznak, alacsonyabb a fémtartalmuk és ezért valamivel különbözik a rájuk vonatkozó periódus-fényesség reláció.

RR Lyrae csillagok

Az RR Lyrae típusú változók, vagy más néven gömbhalmazváltozók másfél napnál rövidebb periódust mutató pulzáló változócsillagok. Nevüket a Lyra csillagképbeli RR változó után kapták. Gyakran standard gyertyaként használják őket Tejútrendszeren belüli objektumok távolságának meghatározására. Előfordulásuk gyakoribb, mint a cepheidáké. Sárgásfehér színűek, abszolút magnitúdójuk 0 körül van. A Hertzsprung-Russell diagramon a horizontális ágon helyezkednek el, tömegük nagyjából fél naptömeg. Pulzációs változásaik alapján hasonlítanak a cefeida változóktól, de ugyanakkor számos tulajdonságuk eltér azoktól. Általában gömbhalmazokban fordulnak elő, ezért halmazváltozóknak is nevezik őket. Periódusváltozásuk tipikusan egy napnál rövidebb, néha kevesebb, mint 8-9 óra. Abszolút fényességük jóval kisebb, mint a cepheidáké, és külön periódus-fényesség reláció vonatkozik rájuk. Nagyon érdekes, hogy az RR Lyrae típusú változócsillagok között van néhány olyan is, amelynek a fényességváltozása nem periodikus, a fénygörbe amplitúdója viszont szabályosan változik. Ezt a jelenséget Blasko-effektusnak nevezzük. A spektroszkópiai megfigyelések arra következtettek, hogy ezeknek a csillagoknak a színképe is változik. A változás legérdekesebb jellegzetessége az, hogy az abszorpciós (elnyelési) színképvonalak egy fix helyzet körül a csillag fényességváltozásával megegyező ütemben hol jobbra, hol balra tolódnak el. Mivel az RR Lyrae csillagok esetében a kettősség kizárt, ezért a Doppler-eltolódást a csillag felületének mozgásával magyarázzák. Az égitest időnként felfúvódik, majd összehúzódik. Tekintve, hogy az RR Lyrae-k abszolút fényessége 0 magnitúdó körüli, ezért a cepheidákhoz hasonlóan alkalmasak távolságmeghatározásra közeli (galaxisbeli) objektumok esetén.

Delta Scuti csillagok

Pulzációs ill. fényességváltozási periódusuk igen rövid, 1 óra körüli. Tulajdonságaikban az RR Lyrae csillagokra hasonlítanak. Periódusváltozásukban gyakran több felharmonikus figyelhető meg, amelyek kombinációja egy különösen összetett fénygörbét eredményez. A tipikus Delta Scuti csillag fényességváltozásának amplitúdója 0,003 – 0,9 magnitúdó. Színképtípusuk rendszerint AO és F5 közötti.

SX Phoenicis változók

Ezek a csillagok A2 és F5 közötti színképtípusúak, hasonlítanak a δ Scuti változócsillagokhoz, többnyire gömbhalmazokban fordulnak elő. Fényességingadozásuk 0,7 magnitúdó, periódusidejük rendszerint 1-2 óra.

TartalomjegyzékhezVilágképem <  Anyag-időszak     

--------------

http://hu.wikipedia.org/wiki/Cefeida

http://hu.wikipedia.org/wiki/V%C3%A1ltoz%C3%B3csillag#A_v.C3.A1ltoz.C3.B3csillagok_t.C3.ADpusai

https://hu.wikipedia.org/wiki/V%C3%A1ltoz%C3%B3csillag