Cepheidi muutuja
Cepheidid on väga heledate muutlike tähtede liik. Cepheidi heleduse ja pulsatsiooniperioodi vahel on tugev otsene seos. Seetõttu on kefeidid olulised standardküünlad galaktiliste ja ekstragalaktiliste kaugusskaalade jaoks.
Cepheidi muutujad jagunevad mitmesse, vanusesse ja arengulukku, mis on selgelt erinevad:
- Klassikalised tsefeiidid
- II tüüpi tsefeiidid
- Anomaalsed tsefeiidid
- Kääbuskefeidid
Esimene teadaolev tsefeiidide tähtkuju oli Delta Cephei Cepheuse tähtkujus, mille leidis John Goodricke 1784. aastal. Delta Cephei on väga oluline, sest selle kaugus on väga hästi teada, osaliselt tänu sellele, et ta asub tähtede kogumikus, ja tänu Hubble'i kosmoseteleskoobi/Hipparcose täpsetele parallaksidele.
Klassid
Klassikalised tsefeiidid
Klassikalised tsefeiidid (tuntud ka kui populatsiooni I tsefeiidid, I tüüpi tsefeiidid või Delta Cephei muutujad) pulseerivad väga regulaarsete perioodidega, mis ulatuvad päevade ja kuude vahemikku. Klassikalised kefeidid on I populatsiooni noored muutlikud tähed, mis on 4-20 korda massiivsemad kui Päike ja kuni 100 000 korda heledamad. Cepheidid on kollased ülihiiglased spektriklassides F6 - K2. Pulseerimisel muutub nende raadius ~25%. Pikema perioodiga I Carinae puhul tähendab see miljoneid kilomeetreid ühe pulsatsioonitsükli jooksul.
II tüüpi tsefeiidid
II tüüpi tsefeiidid (ka II populatsiooni tsefeiidid) on II populatsiooni muutlikud tähed, mis pulseerivad 1 kuni 50 päeva pikkuse perioodiga. II tüübi kefeidid on tavaliselt metallivaesed, vanad (~10 gigaaastat), väikese massiga objektid (~ poole suurem kui Päikese mass). II tüüpi tsefeiidid jagunevad perioodi järgi mitmesse alarühma.
II tüüpi tsefeiide kasutatakse Linnutee, kerakondlike kogumite ja galaktikate galaktilise keskuse kauguse määramiseks.
Anomaalsed tsefeiidid
Ebastabiilsusribal asuva pulseerivate tähtede rühma perioodid on alla 2 päeva, sarnased RR Lyrae muutujatele, kuid suurema heledusega. Anomaalsete Cepheidi muutujate massid on suuremad kui II tüüpi Cepheididel, RR Lyrae muutujatel ja meie Päikesel. On ebaselge, kas need on noored tähed "tagasi pööratud" horisontaalsel harul, sinised hulkurid, mis on moodustunud massiülekande kaudu kaksiksüsteemides või on segu mõlemast.
Topeltrežiimiga Cepheidid
Väikesel osal Cepheidi muutujatest on täheldatud, et nad pulseerivad korraga kahes moodis, tavaliselt põhitoonis ja esimeses ülemtoonis, mõnikord ka teises ülemtoonis. Väga väike osa pulseerib kolmes moodis või ebatavalises kombinatsioonis, mis sisaldab kõrgemaid ülemhelisid.
Küsimused ja vastused
K: Mis on tsefeiidid?
V: Cepheidid on väga heledate muutlike tähtede liik.
K: Milline on seos Cepheidi heleduse ja pulsatsiooniperioodi vahel?
V: Cepheidi heleduse ja pulsatsiooniperioodi vahel on tugev otsene seos.
K: Miks on tsefeiidid olulised standardküünlad galaktiliste ja ekstragalaktiliste kaugusskaalade jaoks?
V: Cepheidid on galaktilise ja ekstragalaktilise kaugusskaala jaoks olulised standardküünlad, sest nende heledus ja pulsatsiooniperiood on omavahel seotud.
K: Millistesse alamklassidesse jagunevad Cepheidi muutujad?
V: Cepheidi muutujad jagunevad klassikalisteks Cepheididideks, II tüüpi Cepheididideks, anomaalseteks Cepheididideks ja kääbus Cepheididideks.
K: Kes avastas esimese teadaoleva Cepheidi?
V: John Goodricke avastas 1784. aastal Cepheuse tähtkujus esimese teadaoleva Cepheidi, Delta Cephei.
K: Miks on Delta Cephei väga oluline?
V: Delta Cephei on väga oluline, sest selle kaugus on väga hästi teada, osaliselt tänu sellele, et ta asub tähesambas, ja tänu Hubble'i kosmoseteleskoobi/Hipparcose täpsetele parallaksidele.
K: Mis on üks viis, kuidas saab mõõta Universumi paisumise kiirust?
V: Kefeidid on üks kahest viisist, kuidas universumi paisumise kiirust saab mõõta.
