Cepheidid (tsefeiidid) – heledad muutlikud tähed ja standardküünlad
Cepheidid on väga heledate muutlike tähtede liik, mille heleduse ja pulsatsiooniperioodi vahel on tugev otsene seos. See seos, tuntud kui Leavitti seadus (period-heleduse seos), võimaldab cepheididel toimida tähtsate standardküünalde rollis: kui mõõdetakse tähe periood, saab selle järgi hinnata tähe absoluutset heleduse (luminoosust) ja sealt edasi kaugust. Seetõttu on cepheidid keskse tähtsusega nii galaktiliste kui ka ekstragalaktiliste kaugusskaalade mõõtmisel ning kosmilise suurusejärjestuse (nt Hubble'i konstandi) määramisel.
Cepheidide pulsatsioon on põhjustatud peamiselt niinimetatud κ-mehhanismist (kerge ioniseerumise piirkondades tekkiv opaciteedi kõikumine, eriti topeltioniseeritud heeliumi piirkonnas), mille tõttu tähed laienevad ja kokku tõmbuvad. Pulsatsiooni ajal muutub tähe spektritüüp tavaliselt F- kuni K-tüübi vahel ja heleduse amplituud võib optilises valguses olla kuni paar magnituudi. Cepheidid võivad püsida fundamentaalrežiimil või esioonele (overtone) pulsatsioonil; nende valguskurvidel on iseloomulikud kalded ja asümmeetria, mis aitab režiimi ära tunda.
Peamised tüübid
Cepheidid jagunevad mitmesse rühma, mis erinevad nii vanuse, massi, keemilise koostise kui ka evolutsioonistaadiumi poolest:
- Klassikalised tsefeiidid
Klassikalised (I tüüpi) cepheidid on nooremad, massiivsemad ja metallirikamad Populatsiooni I tähed. Nende perioodid jäävad enamasti vahemikku ~1–100 päeva. Neid leidub peamiselt spiraalgalaktikate noortes piirkondades ja nad on kõige tähtsamad standardküünlad kauguste mõõtmisel välisgalaktikates. - II tüüpi tsefeiidid
II tüüpi cepheidid on vanemad ja madalama massiga Populatsiooni II tähed, tavaliselt leitud galaktikate halo piirkondades ja tähtede kogumikes. Nende period-heleduse seos erineb klassikalistest (nad on sama perioodi juures nõrgemad/madalama luminoossusega). II tüüpi alamgrupid sisaldavad BL Her-, W Virginis- ja RV Tauri tüüpi muutujaid (erinevad perioodi- ja evolutsiooninäitajad). - Anomaalsed tsefeiidid
Anomaalsed cepheidid on eredamad kui teised sarnase perioodiga vanemad tähed ja esinevad sageli väikeses sorme- või kääbusgalaktikates. Nende päritolu võib olla seotud kahekomponendilise evolutsiooniga või eripärase massiga; need ei sobi alati otse klassikalise P–L seose alla. - Kääbuskefeidid
Kääbuskefeidid (ingl k dwarf cepheids; näiteks SX Phoenicis tüüpi) on madala massi ja lühikeste (tundides mõõdetavate) perioodidega pulsatsioonitähed. Neid leidub sageli vanemates süsteemides nagu galaktilised halo ja globulaarsed parved ning nende kasutus kaugusemääramisel on piiratum, kuid nad on olulised stellaarevolutsiooni uurimisel.
Olulised kasutusalad ja kalibreerimine
Period-heleduse seose kalibreerimiseks kasutatakse mitmeid meetodeid: täpsed Hubble'i kosmositeleskoobi/Hipparcose parallaksid, liikuvus- ja spektraalanalüüs (Baade–Wesselink meetod), ning cepheidide kuuluvus tuntud kaugusega tähtede kogumitesse. Tugev kalibreerimine on hädavajalik, sest cepheidid moodustavad astme ülemise osa kosmilise vahemaa-astepuu (distance ladder), mis omakorda mõjutab Hubble'i konstandi ja seega universumi paisumise kiiruse määramist.
Praktiliselt võimaldab cepheidide kasutamine määrata täpselt kaugusi kuni mitme kümne megaparseci ulatuses (sõltuvalt teleskoobi tundlikkusest), mistõttu neid kasutatakse sageli galaktikate sirviste lähteobjektidena ja supernoova tüübi Ia kaugusekalibreerimiseks.
Ajalugu ja näited
Esimese teadaoleva cepheid-tähe leidis John Goodricke 1784. aastal: Delta Cephei Cepheuse tähtkujus. Delta Cephei on eriti oluline näide, sest tema kaugus on väga hästi teada — osaliselt seetõttu, et ta asub tähtede kogumikus, ning tänu täpsetele Hubble'i kosmositeleskoobi/Hipparcose parallaksidele. Sellised hästi kalibreeritud näited on olnud võtmetähtsusega period-heleduse seose täpsustamiseks ja cepheidide usaldusväärseks kasutamiseks kosmiliste kauguste mõõtmisel.
Kokkuvõte: cepheidid on heledad pulsatsioonitähed, mille periodi ja heleduse vaheline seos teeb neist väga väärtuslikud standardküünlad. Erinevad alamrühmad (klassikalised, II tüüpi, anomaalsed, kääbuskefeidid) peegeldavad erinevaid evolutsiooniradu ja keemilist koostist ning neid tuleb kauguste määramisel õigesti eristada ja kalibreerida.
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.
