Cepheid

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök
RS Puppis är en av de mest kända Cepheid-variabla stjärnorna i Vintergatan. Bild: Hubble rymdteleskopet

Cepheid, eller cepheidvariabel, är en variabel stjärna som varierar i ljusstyrka på ett bestämt sätt. Cepheider är jätte- eller superjättestjärnor och har fått sitt namn efter stjärnan δ (delta) i stjärnbilden Cepheus.

Cepheidernas periodicitet ger ett mått på deras absoluta ljusstyrka (deras absoluta magnitud)[1] och de används därför som ett hjälpmedel för att beräkna avståndet till andra galaxer.[2] Genom att mäta cepheidernas period, och ur dessa mätningar beräkna deras absoluta magnitud, kan man genom att jämföra med den observerade ljusstyrkan (den skenbara magnituden) uppskatta avståndet till galaxen.

Historik[redigera | redigera wikitext]

Den första upptäckten av en cepheidvariabel gjordes 10 september 1784 av Edward Pigott när han studerade stjärnan Eta Aquilae. Några månader senare upptäckte John Goodricke variabeln Delta Cephei som fick namnge fenomenet.[3] Sambandet mellan periodiciteten och ljusstyrkan upptäcktes av Henrietta Swan Leavitt under en undersökning av tusentals variabla stjärnor i magellanska molnen år 1908[4] och hon publicerade upptäckten 1912.[5]

År 1915 använde Harlow Shapley metoden för att avgränsa form och storlek på Vintergatan och ungefärlig placering av solen i den. Edwin Hubble beräknade år 1924 avstånden till cepheider i Andromedagalaxen och kunde därmed visa att de stjärnorna inte var en del av Vintergatan. Därmed löstes en konflikt mellan astronomer, Shapley-Curtisdebatten, som bland annat behandlade frågan om Vintergatan var synonymt med universum eller en galax av många som byggde upp universum.[6] Tillsammans med Milton L. Humason formulerade han Hubbles lag år 1929 genom att kombinera cepheidberäknade avstånd till flera galaxer med Vesto Sliphers mätningar av galaxernas rörelse. De fann att universum expanderar.[7]

I mitten av 1900-talet löstes betydande problem med den astronomiska avståndsskalan genom att dela in cepheider i olika klasser med mycket olika egenskaper. På 1940-talet noterade Walter Baade två separata populationer av cephieder (klassisk och typ II). Klassiska cepheider är yngre och mer massiva grupp I-stjärnor, medan cepheider av typ II är äldre svagare grupp II-stjärnor.[8] Klassiska cepheider och typ II-cepheider följer olika förhållanden mellan period och ljusstyrka. Ljusstyrkan hos typ II-cepheider är i genomsnitt mindre än klassiska cepheider med ca 1,5 magnituder (men fortfarande ljusare än RR Lyrae-stjärnor). Baades upptäckt ledde till en fördubbling av avståndet till M31, och den extragalaktiska distansskalan.[9][10] RR Lyrae-stjärnor, så kallade klustervariabler, identifierades ganska tidigt som en separat klass av variabel, delvis beroende av deras korta perioder.[11]

Källor[redigera | redigera wikitext]

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Cepheid variable

Noter[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. (1999). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud". Acta Astronomica. 49: 223. arXiv:astro-ph/9908317. Bibcode:1999AcA....49..223U.
  2. ^ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Jr., Robert C.; Ford, Holland C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun M. G.; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B. (2001). "Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant". The Astrophysical Journal. 553: 47–72. arXiv:astro-ph/0012376. Bibcode:2001ApJ...553...47F. doi:10.1086/320638.
  3. ^ Goodricke, J.; Bayer (1786). "A Series of Observations on, and a Discovery of, the Period of the Variation of the Light of the Star Marked Formula by Bayer, Near the Head of Cepheus. In a Letter from John Goodricke, Esq. To Nevil Maskelyne, D. D. F. R. S. And Astronomer Royal". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 76: 48. doi:10.1098/rstl.1786.0002
  4. ^ Leavitt, Henrietta S. (1908). "1777 variables in the Magellanic Clouds". Annals of Harvard College Observatory. 60: 87. Bibcode:1908AnHar..60...87L.
  5. ^ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (1912). "Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud". Harvard College Observatory Circular. 173: 1. Bibcode:1912HarCi.173....1L.
  6. ^ Hubble, E. P. (1925). "Cepheids in spiral nebulae". The Observatory. 48: 139. Bibcode:1925Obs....48..139H.
  7. ^ Routledge Critical Dictionary of the New Cosmology. Routledge. 2001. sid. 202. ISBN 0-203-16457-1
  8. ^ Wallerstein, George (2002). "The Cepheids of Population II and Related Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 114 (797): 689–699. Bibcode:2002PASP..114..689W. doi:10.1086/341698.
  9. ^ Baade, W. (1958). "Problems in the determination of the distance of galaxies". Astronomical Journal. 63: 207. Bibcode:1958AJ.....63..207B. doi:10.1086/107726.
  10. ^ Allen, Nick. "Section 2: The Great Debate and the Great Mistake: Shapley, Hubble, Baade". The Cepheid Distance Scale: A History. Arkiverad från original 10 december 2007.
  11. ^ Shapley, Harlow. (1918). "No. 153. Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. Eighth paper: The luminosities and distances of 139 Cepheid variables". Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington. 153: 1. Bibcode:1918CMWCI.153....1S.