Цефеиды маяки вселенной доклад
Обновлено: 28.06.2024
… они дали самый надежный способ
определения больших расстояний.
А ведь вся история астрономии – это спор
о расстояниях. Сначала до Луны и Солнца,
затем до звезд, туманностей и галактик.
Харлоу Шепли, астроном
Этих редких звезд в нашей Галактике насчитывается всего несколько сотен. Эти звезды ритмично меняют свою яркость с периодами в несколько десятков дней. Их прототипом является звезда Альредиф — δ Цефея, к ним же принадлежит и Полярная — α Малой Медведицы.
С помощью этих звезд с успехом оценивают расстояния до ближайших галактик на удалении до ~ 30 млн. парсек.
Звезды, сыгравшие и продолжающие играть выдающуюся роль в астрономии, звезды, раздвинувшие горизонты космоса до бескрайнего мира галактик, желтые сверх- и гипергиганты — классические цефеиды.
У цефеид существует четкая математическая зависимость период-светимость, которую вывела ещё в 1908 году Генриетта Ливитт, наблюдая за цефеидами в Малом Магеллановом Облаке. Из нее следует, что с чем бо́льшим периодом пульсирует цефеида, тем больше светимость звезды. А значит, сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до цефеиды, а также и до галактики в которой она находится.
А ведь в начале 20-го века астрономический мир пребывает в уверенности, что Вселенная состоит из единственной галактики — нашего Млечного Пути. Правда, в научных кругах уже активно ведутся дискуссии о расстояниях до спиральных туманностей.
Краху моногалактического мира кладет начало эстонский астроном Эрнст Эпик. — В 1922 году, исходя из соображений динамики и используя данные о вращении туманности Андромеды, он оценивает расстояние до нее в 450 килопарсек (современное значение — 772 килопарсек или 2,5 млн. св. лет).
В 1923 году Эдвин Хаббл, исследуя фотопластинки со 100-дюймового телескопа обсерватории Маунт Вилсон, определяет расстояние до туманности Андромеды уже по 36 найденным в ней переменным звездам. И хотя первые оценки составляли около 250 килопарсек, даже эти значения окончательно и однозначно подтвердили внегалактическую природу туманности.
Теперь мы рассматриваем Вселенную именно как мир галактик.
Пометки Э. Хаббла на вставке в правом нижнем углу.
Цефеиды — переменные звезды
Блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Так, количество выделяемой Солнцем энергии изменяется на ~ 0,1 % в течение всем известного одиннадцатилетнего солнечного цикла. Но со всей определенностью можно заявить, что Солнце — это постоянная звезда.
А вот у цефеид, которые принадлежат к обширному и разнообразному семейству переменных звезд, общее количество которых в нашей галактике уже насчитали более сотни тысяч, изменение выделяемой энергии может доходить до 600% за несколько дней.
Иногда переменность звезд вызывается чисто геометрическими причинами. Например, в тесной двойной системе звезд просто-напросто одна звезда периодически заслоняет другую и нам кажется, что звезда становится то ярче, то тусклее.
Но чаще переменность звезд связана с их физическим состоянием, со вполне реальными изменениями поверхностной температуры и радиуса солнц. Причиной тому служат радиальные пульсации звездной атмосферы при которой частицы в ней движутся вверх и вниз по вертикали. — Атмосфера периодически сжимается и расширяется, при этом меняется поверхностная температура, светимость и радиус (до 15%) звезды. Более глубокие слои звезды эти пульсации не затрагивают.
Солнце и пульсирующая цефеида в масштабе.
А почему не пульсирует, к примеру, наше Солнце? Давайте посмотрим, чем же отличаются солнцеподобные звезды и классические цефеиды.
Карлики и гиганты
Цефеиды — массивные звезды, массами 4-12 солнечных, в прошлом голубые горячие гиганты спектрального класса В.
Это короткоживущие звезды, возрастом всего около нескольких десятков миллионов лет. Они уже проэволюционировали, исчерпав водород в ядре, и передвинулись на этап выгорания гелия (водороду в нашем Солнце гореть ещё около 6,4 млрд. лет).
Так почему же они пульсируют?
Астрофизики долго не могли обнаружить причины таких пульсаций. Ведь звезда находится в равновесии двух сил — внутреннего давления газа и силы тяжести. Если такую систему вывести из равновесия, то без притока энергии свободные колебания в ней быстро затухнут и система опять придет к равновесию. Расчеты показывают, что звезде достаточно совершить 5-10 тыс. колебаний (это около 100 лет), чтобы прийти к равновесию. Однако та же дельта Цефея, открытая ещё в 1784 году, пульсирует с неизменной силой.
Что же заставляет пульсировать звездную атмосферу, если энергия от ядерного синтеза вырабатывается глубоко в недрах, а в самой атмосфере нет источников энергии? Ведь период пульсации цефеиды — это тот важнейший параметр, зная который, можно определить расстояние до этой звезды.
У звезд наподобие нашего Солнца, — плотных карликов, перенос энергии у поверхности осуществляется за счет конвекции — простого перемешивания вещества. — Холодные слои опускаются, горячие, подогреваемые снизу энергией от ядра, поднимаются.
Поверхностная гравитация у карликов велика, вещество вблизи атмосферы у них плотное и малопрозрачное и другим способом энергию на поверхность не вынести.
У гигантов же все наоборот — верхние слои разреженные и прозрачные, вследствие чего энергия выносится на поверхность за счет лучистого переноса (переизлучаясь от одной частицы к другой.)
Теперь представим себе ситуацию, когда у гиганта какой-то тонкий газовый слой в фотосфере (нижняя часть атмосферы) теряет свою прозрачность с повышением температуры. Что тогда происходит? — При сжатии звезды, излучение, идущее из ее недр к поверхности, упирается в этот малопрозрачный горячий слой. При этом энергия разогревает его ещё больше и слой, как любой нормальный газ, расширяется. Расширяясь, он охлаждается и теряет непрозрачность. Энергия вырывается наружу и теперь сила тяжести преобладает над давлением газа — звезда снова сжимается. И так по кругу.
Другое распространенное название этого механизма — каппа-механизм, поскольку непрозрачность звездного вещества в астрофизике обычно обозначают греческой буквой κ (каппа).
Почему ошибся Э. Хаббл?
Если классические цефеиды такие точные дальномеры, что при определении расстояний даже до далеких галактик погрешность составляет порядка 15-20%, то почему же у Э. Хаббла с туманностью Андромеда она составила 300%?
Прежде к цефеидам относили без разбору все звезды, сходные с цефеидами по морфологии кривой блеска. Астрономы обнаружили разницу только в 1940-х годах, когда стало понятно, что даже настоящие цефеиды делятся на два совершенно разных подтипа звезд: цефеиды типа I — наши классические цефеиды и цефеиды типа II или переменные типа W Девы. Светимость последних в несколько раз меньше, чем у классических. Переменные типа W Девы или цефеиды шаровых скоплений хоть и близки по характеристикам к классическим цефеидам, но имеют несколько другие параметры и периоды пульсаций.
В 1918 г. Х.Шепли, известный исследователь переменных звезд, ревизовал зависимость период-светимость и включил все повально цефеиды в единую калибровку. (Сегодня мы знаем, что выборка Шепли была неоднородна, и не все эти звезды имеют одинаковую светимость при одинаковом периоде). Так что Хаббл, глядя на классические цефеиды туманности Андромеды, применил к ним совсем не те формулы, какие требовались, отчего и вышла такая систематическая ошибка с расстоянием.
Наши классические цефеиды считаются долгопериодическими переменными. Периоды их пульсаций достигают 200 дней. У цефеид типа II — до 35 дней.
Периоды классических цефеид зависят не только от их масс, но и от возраста — по мере эволюции цефеиды её период уменьшается: для возраста ~10 млн. лет период составляет около 50 суток, а для возраста ~100 млн. лет — порядка суток.
Яркая иллюстрация этой зависимости — наша старенькая Полярная звезда (α Малой Медведицы) возрастом 60 млн. лет и периодом 3,97 суток. В конце 1980-х гг. было замечено явное уменьшение амплитуды ее пульсаций. Ожидалось, что к середине 1990-х гг. Полярная и вовсе перестанет быть цефеидой. Если бы Полярная прекратила пульсировать, то это был бы первый обнаруженный случай прекращения пульсаций цефеиды.
Впрочем, данные последних лет показывают, что уменьшение амплитуды пульсаций Полярной резко остановилось около 1993 г., и с тех пор амплитуда изменений ее блеска не меняется.
Определение постоянной Хаббла
Для одного из методов измерения постоянной Хаббла требуется знать расстояния до галактик (эта величина входит в закон Хаббла). На помощь, конечно же, приходят цефеиды. Требуются звезды, расположенные в отрезке от ~12 до ~100 млн. св. лет. — На более дальних расстояниях цефеиды уже не различаются, а ближе 12 млн. св. лет в нашей Местной группе галактик над законом расширения Вселенной преобладает гравитация. Поэтому в качестве объекта исследований по цефеидам удобно использовать ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы.
Изменение блеска одной из цефеид в галактике М100, входящей в состав скопления Девы в 56 млн. св. лет.
Это больше на 7-8 %, чем определено по параметрам реликтового излучения — 67,4 (км/с)/Мпк. Причины такого большого расхождения пока неясны и точное значение постоянной Хаббла пока опять остается под вопросом.
Ну и в заключение, давайте полюбуемся на самую красивую цефеиду Млечного Пути — RS Кормы в окружении своей туманности.
Звезда в десять раз массивнее Солнца и приблизительно в 15 тысяч раз ярче.
Благодаря окружающей звезду отражательной туманности был обнаружен астрономический феномен – эффект светового эха. Этот эффект очень похож на звуковое эхо. Во время вспышки какая-то часть света сразу доходит до глаз наблюдателя, а какая-то часть задерживается в веществе туманности и достигает его спустя некоторое время. Из-за этого возникает геометрическая иллюзия того, что газовое облако расширяется со сверхсветовой скоростью. Эффект светового эха позволил в 2008 году очень точно измерить расстояние до RS Кормы — 6 500 св. лет.
Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной, так как при помощи этих звезд можно точно рассчитать расстояние до отдаленных космических объектов.
Переменные звезды
Полярная звезда — классическая Цефеида
Цефеиды — это особый класс регулярных переменных звезд. Наиболее известной их представительницей является Полярная звезда, которая по сегодняшний день служит заблудившимся путникам ориентиром, показывая в северном полушарии точное направление на север.
Переменные звезды получили свое название благодаря тому, что их излучение субъективно воспринимается, как переменное – эти звезды, словно лампочки новогодней гирлянды, мигают нам из далеких глубин галактик. Их мигание вызвано рядом физических процессов, которые происходят внутри этих небесных тел. В астрономическом сообществе они широко известны, как природа переменности цефеид.
Природа переменности цефеид
Как мы уже говорили выше, мигание или пульсация цефеид вызвана рядом естественных физических процессов, которые до конца еще не выяснены астрономами.
Материалы по теме
Суть этих процессов сводится к тому, что в верхних слоях звезд нарушены процессы газового давления и тяготения, из-за чего радиус звезды периодически сжимается, что наблюдателем воспринимается не иначе, как пульсация.
Сжатие радиуса звезды прямым образом влияет на температуру ее поверхности. Так, уменьшение радиуса цефеиды на 15% способно вызвать увеличение температуры звезды более чем на 1000 градусов по Кельвину.
Вместе с изменением длины радиуса звезды, изменяется и ее звездная величина – блеск. При минимальном радиусе звезда излучает максимальное количество света, а с увеличением радиуса количество излучаемого света становится меньше.
Происхождение названия
Физические характеристики
Цефеиды – это обычно гиганты и сверхгиганты, относящиеся к спектральным классам F и G. Эти звезды в несколько тысяч раз ярче нашего Солнца, что не всегда пропорционально их массе. Например, встречаются цефеиды масса которых составляет всего четверть солнечной. Однако есть среди них гиганты, вес которых превосходит массу нашей звезды в сорок раз. Часто среди цефеид встречаются двойные звезды, однако существуют и цефеиды-одиночки, которые также отличаются высокой степенью свечения.
Типы цефеид
Астрономы различают два типа цефеид: цефеиды населения І и населения ІІ. Цефеиды первого населения обычно обитают в рассеянных звездных скоплениях. Эти звезды имеют сравнительно молодой возраст. Их обычно называют классическими цефеидами.
Ярким представителем цефеид второго населения является W Девы. Если цефеиды населения І обитают в рассеянных звездных скоплениях, то цефеиды населения ІІ наиболее часто встречаются в шаровых скоплениях, расположенных вблизи галактического центра. Их возраст выше возраста звезд населения І, а свечение заметно ниже.
Значимость в астрономии
Изменение блеска звезды V1 в галактике M31
Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной. Причина этого в том, что эти небесные тела позволяют вычислить расстояние к удаленным космическим объектам, в частности галактикам. Происходит это следующим образом. Допустим, вы обнаружили цефеиду в другой галактике. Первое, что вам нужно сделать – это вычислить период ее пульсации, благодаря которому вы сможете измерить светимость звезды. Сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до звезды, а также до галактики, в которой вы ее обнаружили.
Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной, так как при помощи этих звезд можно точно рассчитать расстояние до отдаленных космических объектов.
Переменные звезды
Полярная звезда — классическая Цефеида
Цефеиды относятся особому классу регулярных переменных звезд. Наиболее известной их представительницей является Полярная звезда, которая по сегодняшний день служит заблудившимся путникам ориентиром, показывая в северном полушарии точное направление на север.
Переменные звезды получили свое название благодаря тому, что их излучение субъективно воспринимается, как переменное – эти звезды, словно лампочки новогодней гирлянды, мигают нам из далеких глубин галактик. Их мигание вызвано рядом физических процессов, которые происходят внутри этих небесных тел. В астрономическом сообществе они широко известны, как природа переменности цефеид.
Природа переменности цефеид
Как мы уже говорили выше, мигание или пульсация цефеид вызвана рядом естественных физических процессов, которые до конца еще не выяснены астрономами.
Полярная звезда наш верный ориентир
Суть этих процессов сводится к тому, что в верхних слоях звезд нарушены процессы газового давления и тяготения, из-за чего радиус звезды периодически сжимается, что наблюдателем воспринимается не иначе, как пульсация.
Сжатие радиуса звезды прямым образом влияет на температуру ее поверхности. Так, уменьшение радиуса цефеиды на 15% способно вызвать увеличение температуры звезды более чем на 1000 градусов по Кельвину.
Вместе с изменением длины радиуса звезды, изменяется и ее звездная величина – блеск. При минимальном радиусе звезда излучает максимальное количество света, а с увеличением радиуса количество излучаемого света становится меньше.
Происхождение названия Цефеиды
Физические характеристики Цефеид
Цефеиды – это обычно гиганты и сверхгиганты, относящиеся к спектральным классам F и G. Эти звезды в несколько тысяч раз ярче нашего Солнца, что не всегда пропорционально их массе. Например, встречаются цефеиды масса которых составляет всего четверть солнечной. Однако есть среди них гиганты, вес которых превосходит массу нашей звезды в сорок раз. Часто среди цефеид встречаются двойные звезды, однако существуют и цефеиды-одиночки, которые также отличаются высокой степенью свечения.
Типы цефеид
Астрономы различают два типа цефеид: цефеиды населения І и населения ІІ. Цефеиды первого населения обычно обитают в рассеянных звездных скоплениях. Эти звезды имеют сравнительно молодой возраст. Их обычно называют классическими цефеидами.
Ярким представителем цефеид второго населения является W Девы. Если цефеиды населения І обитают в рассеянных звездных скоплениях, то цефеиды населения ІІ наиболее часто встречаются в шаровых скоплениях, расположенных вблизи галактического центра. Их возраст выше возраста звезд населения І, а свечение заметно ниже.
Значимость Цефеид в астрономии
Изменение блеска звезды V1 в галактике M31
Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной. Причина этого в том, что эти небесные тела позволяют вычислить расстояние к удаленным космическим объектам, в частности галактикам. Происходит это следующим образом. Допустим, вы обнаружили цефеиду в другой галактике. Первое, что вам нужно сделать – это вычислить период ее пульсации, благодаря которому вы сможете измерить светимость звезды. Сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до звезды, а также до галактики, в которой вы ее обнаружили.
Вселенная – невероятно огромное место. Если быть точнее, то это 46 миллиардов световых лет в любую сторону от нас! Но главный момент в том, что это лишь наблюдаемая часть, поэтому ученые полагают, что она намного больше.
Чтобы в этом разобраться, необходимо уметь измерять такие дистанции. Астрономия не стоит на месте и постоянно ищет новые методы работы. Кроме замеров красного смещения и исследования света, ученые также пользуются классом звездных небесных тел, который называют переменные цефеиды.
Что такое цефеиды
Хаббл запечатлел переменную звезду RS Кормы
Переменными именуют звезды, чья яркость колеблется. Цефеидами называют особый вид переменных. Их масса в 5-20 превышает солнечную. Но суть в том, что они пульсируют в радиальном направлении и меняют диаметр и температуру.
Лучше всего то, что пульсации связаны с абсолютной яркостью, которая меняется в конкретные периоды (1-100 дней). Если строить кривую блеска в зависимости от величины и периода, то она напомнит плавник акулы – внезапный пик, а затем снижение.
Класс звезд получил наименование от звезд Дельта Цефея. Анализ спектра выявил изменения температуры от 5500 К до 6600 К, а также диаметра ~15%.
Использование цефеид в астрономии
Можно воспринимать цефеиды как маяки Вселенной. Связь между периодом колебания и светимостью очень полезна для расчетов дистанций объектов в космосе. Для этого используют формулу: m – M = 5 log d – 5. Здесь m – видимая величина (светимость), М – абсолютная, d – дистанция к объекту в парсеках. Переменные цефеиды можно увидеть и измерить на удаленности в 20 миллионов световых лет.
Соотношение периода и светимости для цефеид
Благодаря яркости и видимости можно отследить объекты рядом с ними. Если вспомнить о связи периодичности и яркости, то в виде цефеид получим полезный инструмент для расчетов масштабов Вселенной.
Классы цефеид
Существует два главных подкласса цефеид: классические и цефеиды II типа. Первые – население I (богатые на металл), превосходящие солнечную массу в 4-20 раз и в 100000 раз ярче. Они регулярно пульсируют в течение нескольких дней или месяцев.
Это желтые яркие гиганты или сверхгиганты (F6-K2), чей радиус меняется в миллионы км во время пульсации. Классические применяют для вычисления дистанций к галактикам в пределах Местной Группы и за ее чертой.
Цефеиды II типа – бедные на металл. Период пульсации охватывает 1-50 дней. Их возраст составляет 10 миллиардов лет и достигают половины солнечной массы. Они также делятся на BL Геракла (1-4 дней), W Девы (10-20 дней), RV Тельца (более 20 дней). Ими пользуются, если нужно вычислить дистанцию к галактическому центру, шаровым скоплениям и соседним галактикам.
Наблюдения за цефеидами
Впервые переменную звезду нашел Эдвард Пиготт 10 сентября 1784 года. Он наткнулся на Эта Орла. Через несколько месяцев Джон Гудрик находит Дельта Цефея.
В 1908 году переменные звезды исследовали в Магеллановых Облаках. Генриетте Левитт удалось найти связь между периодом и яркостью классических цефеид. Свои записи с периодами 25 переменных звезд она опубликовала в 1912 году.
Изменение яркости цефеиды V1 в Мессье 31
В 1925 году Эдвин Хаббл сумел установить расстояние между галактикой Млечный Путь и Андромедой. Это был важный шаг, ведь до этого многие полагали, что наша галактика уникальна и дальше ничего нет. После замеров дистанции между Млечным Путем и другими галактиками, а также объединив их с красным смещением Весто Слайфера, Хаббл и Милтон Хьюмасон смогли вывести закон Хаббла. То есть, они доказали, что Вселенная расширяется.
В 20-м веке ученые занимались классификацией цефеид и выводили формулы, по которым можно измерить расстояние. Этим занимался Вальтер Бааде, который в 1940-х гг. вывел разницу между классическим цефеидами и типом II, основываясь на их размере, уровне светимости и возрасте.
Ограничения цефеид
Эти небесные тела невероятно ценны, но и у цефеид, как переменных звезд, есть ограничения. Главное состоит в том, что связь периода и светимости у типа II может основываться на более низкой металличности, фотометрическом загрязнении и пока неизвестном эффекте, который газ и пыль оказывают на свет.
Это привело к тому, что постоянная Хаббла имела два разных значения, колеблющиеся между 60-80 км/с на 1 миллион парсеков. Современная космология пытается решить эту проблему, так как результат влияет на вычисление скорости расширения Вселенной и ее размера. Теперь вы знаете, почему цефеиды называют маяками Вселенной и используют для различных исследований.
Читайте также: