Kefeidi

Wikipedia

Loikkaa: valikkoon, hakuun

Kefeidi on eräs sykkivien kirkkaudeltaan muuttuvien tähtien ryhmä. Kefeidin kirkkaus riippuu sen sykkimisjaksosta siten, että kirkkaat kefeidit sykkivät hitaammin kuin himmeät. Koska kefeidin kirkkauden ja sykkimisjakson riippuvuus tunnetaan, kefeidien avulla voidaan määrittää läheisten galaksien ja tähtijoukkojen etäisyyksiä.

Kefeidit ovat tavallisimmin keltaisia jättiläistähtiä.

Kefeidi sykkii, koska siinä on ionisaatiokerros, jossa oleva helium vaihtaa ionisaatiotilaansa lämpöä varastoivan ja läpäisevän tilan välillä. Alussa tähden sisustan helium vaihtaa ionisaatiotilan niin, että lämpöä varastoituu ionisaatiokerrokseen. Tämä laajentaa tähteä, koska kuumentuneella kaasulla on taipumus laajeta. Nyt ionisaatiotilan vaihdos palautuu, ja samaan aikaan viilentynyt kaasu kutistuu kasaan tähden painovoiman takia. Nyt ionisaatiokerrokseen varastoituu taas lämpöä, ja laajeneminen alkaa taas.

Ensimmäisen kefeidin, δ Cephein, löysi John Goodricke 1784. Kefeidien jakson pituuden ja todellisen kirkkauden välisen riippuvuuden löysi amerikkalainen tähtitieteilijä Henrietta Leavitt vuonna 1912.[1]. Kefeidin, jonka jakso on kolme päivää, kirkkaus on noin 800 Aurinkoa, ja 13 päivän jaksossa sykkivän kefeidin kirkkaus 10 000 aurinkoa.

Pian löydettiin muita samanlaisia tähtiä, joita alettiin kutsua "kefeideiksi".[1]

Varsinaisia kefeidejä muistuttavat niin sanotut W Virginis-tähdet, ja RR Lyrae-tähdet.

Sisällysluettelo

[muokkaa] Yleistä

Kefeidit ovat sykkiviä keltaisia jättiläistähtiä ja ylijättiläistähtiä, jotka ovat aloittamassa heliumin polttamista ytimessään. Niiden spektriluokka on tyypillisesti F – K I. Ne ovat niin sanotulla epävakaalla nauhalla HR-kaaviossa.

Kefeidien luminositeetti vaihtelee tuhatkertaisesta kymmentuhatkertaiseen Auringon suhteen ja jakso 1 – 135 päivää. Useimmiten jakso on 5 – 10 päivää. Kirkkauden vaihtelu on keskimäärin 0,1–2,5 magnitudia. Tyypillisen kefeidin massa on 5–20 auringon massaa. Pohjantähti on eräs tunnetuimmista kefeideistä nimikkotähti Delta Cephein lisäksi. Pohjantähden kirkkauden muutokset ovat kuitenkin viime vuosikymmenien kuluessa vähentyneet, ja tähti on nyt lähes vakaa. Tunnettu kefeidi on myös Eta Aquilae.

Sykkiminen joka on monesti 10% tähden säteestä, näkyy tähden säteessä, kirkkaudessa ja lämpötilassa. Tähden läpimitta voi kasvaa jopa kaksinkertaiseksi ja nopeus on 40–200 km/s, tyypillisesti kymmeniä km/s. Sykkiminen tapahtuu tähden ominaistaajuudella, jossa on myös "yliääniä" eli muista poikkeavia sykkimisjaksoja. Sykkimisen jakso riippuu saman kaavan mukaan keskitiheydestä kuin amplitudikin.

Tähti on kirkkaimmillaan kun tähden säde on pienin, koska silloin tähti on kuumempi. Pienentyneen ja kuumentuneen tähden huomattavasti suurempi pintakirkkaus kasvattaa tähden absoluuttista kirkkautta, koska muutos tähden pintalämpötilassa muuttaa tähden kirkkautta Stefanin–Boltzmannin lain mukaisesti. Tähden säde on pienimmillään 1/4 jakson ajan ennen kirkkauden minimiä. Kirkastuminen on himmentymistä nopeampaa eli valokäyrän nouseva osa on jyrkempi kuin laskeva osa.

Tavallisesti kefeidityyppiset muuttujat ovat klassisia kefeidejä tai tyypin I kefeidejä jotka kuuluvat metallirikkaaseen populaatio I:een. metalliköyhän, vanhan populaatio II:n "kefeidit" ovat puolestaan niin sanottuja W Wirginis-tähtiä.

[muokkaa] Kefeidit etäisyyksien laskemisessa

Kefeidien luminositeetin ja jakson suhde on siinä määrin tarkka, että tähtien avulla voidaan määrittää suhteellisen lähellä olevien galaksien sekä pallomaisten tähtijoukkojen etäisyyksiä. Pieni, mutta jokseenkin poikkeuksetta merkityksetön virhe syntyy siitä, ettei kefeidin tarkkaa sijaintia galaksissa tiedetä, jos galaksi sijaitsee enemmän sivuttain kuin kohtisuoraan havaitsijan suhteen. Edwin Hubble löysi ensimmäisenä kefeidejä toisesta galaksista, Andromedan galaksista, jonka etäisyyden hän siten pystyi määrittämään ja samalla todistamaan kohteen olevan Linnunradan ulkopuolella. Hubble-avaruusteleskooppi on havainnut kaukaisimmat kefeidit Virgon galaksijoukosta, 60 miljoonan valovuoden päästä. Sitä kaukaisempien kohteiden etäisyys pystytään usein määrittämään punasiirtymän avulla.

[muokkaa] Jakso-kirkkausuhteen syy

Jakso-kirkkaussuhteessa pitkäjaksoiset kefeidit ovat hieman kirkkaampia kuin mitä yksinkertaisen jakso-kirkkaussuhteen perusteella pitäisi. Samoin sinisemmät kefeidit ovat hieman kirkkaampia kuin punaisemmat verrattuna yksinkertaisen jakso-kirkkaus-suhteen mukaan laskettuihin arvoihin. Jakso-kirkkaussuhteen mukaan kuumemmat kefeidit sykkivät nopeammin.

Säteen muutos on kääntäen verrannollinen tähden tiheyden neliöjuureen. Tähden sykkiminen tapahtuu tähden ominaistaajuudella, joka on riippuvainen tähden tiheydestä samaan tapaan kuin säteen muutos. Näin ollen tähden säteen muutoksella ja sykkimisjaksolla on yhteys. Myös tähden säteellä ja kirkkaudella on suora yhteys.

[muokkaa] Tähden sykkimisen syistä

Kefeidin sisällä on ionisaatiokerroksia, joissa oleva ionisoitunut helium toimii ikäänkuin mäntänä, joka pistää tähden sykkimään. Ionisoitunut heliumkaasu kykenee varastoimaan lämpöä kokoonpuristuessaan ja kuumetessaan, mikä pistää tähden lopulta laajenemaan kuuman kaasun paineen takia. Jäähtyneen kaasun paine pienenee, ja lopulta tähti kutistuu takaisin alkutilaansa. Tätä sanotaan kappa-mekanismiksi.

Tähdet saavat energansa fuusiosta, tähden keskustan fuusioreaktiot syöttävät energiaa tähden kaasumaisten sisäosien läpi tähden pinnalle säteilyn muodossa. Säteily kuumentaa kaasun miljooniin asteisiin.

Normaalisti tähti on tasapainotilassa, jossa tähden sisustan ydinreaktioissa tuotettu säteily pääsee esteettä ulos. Tällöin tähden keskustasta tuleva säteily kuumentaa kaasua, mikä luo kaasulle paineen. Kaasun paine ja painovoima ovat tasapainossa. Mutta tähden sisäinen ionisaatiokerros voi sopivassa tilanteessa estää säteilyn ulospurkautumista, varastoida sitä kaasuun ja syntyneen lämmön avulla laajentaa tähteä. Ionisaatiovyöhykkeitä on sopivilla syvyyksillä tähdissä, joiden pintalämpötila on 6000–9000 K. Näissä vety ja helium ovat osittain ionisoituneet.

Tähden sisäisessä ionisaatiokerroksessa oleva säteilyä hyvin läpäisevä Helium + ionisoituu säteilyn takia Helium 2+:ksi. Helium 2+ läpäisee heikosti säteilyä eli sen opasiteetti on suuri. Koska säteily ei pääse Helium 2+:n takia tähden sisustasta ulos, sen energia varastoituu tähden sisustaan joka kuumenee. Tällöin kaasun paine kasvaa, ja tähden sisus laajenee, koska kaasun paine voittaa painovoiman.

Tällöin jäähtyneen ionisaatiokerroksen sisällä oleva helium 2+ muuttuu takaisin helium+:ksi, joka läpäisee tähden sisältä tulevaa säteilyä taas. Tämä viilentää tähden sisäosia. Jäähtyneiden sisäosien paine pienenee, ne eivät enää laajene. Kaasun paine ei enää voi vastustaa painovoimaa, jonka vaikutuksesta tähden laajenneet osat alkavat kutistua kasaan. Kaasu tihenee kutistuessaan, ja sen lämpötila nousee. Noussut lämpötila johtaa uudestaan Helium +:n ionisoitumiseen Halium 2+:ksi. [2]

[muokkaa] Kefeidien ominaisuuksia

  • Sykkimisjakso: P = 2 – 70 päivää.
  • Valonvaihtelu visuaalisessa alueessa: 0,1–2,5 magnitudia, suuremmilla aallonpituuksilla pienempi.
  • Massa: 5 – 15 Auringon massaa.
  • Säde: 15 – 200 Auringon sädettä.
  • Spektriluokka: F – G -tyypin ylijättiläinen.
  • Pintalämpötila: 6500 – 5500 kelviniä.
  • Jakso 1 päivä, luminositeetti 300 aurinkoa; jakso 60 päivää, luminositeetti 30 000 aurinkoa.
  • Keskimääräinen jakso-kirkkausrelaatio:
<M_v> = -1,43 -2,81 \log P\,
  • Jakso-kirkkausrelaatio kefeidilaueen siniselle reunalle:
<M_{\mathrm{sininen}}> =-2,573 + 1,270 \log P\,
  • Jakso-kirkkausrelaatio kefeidilaueen punaiselle reunalle:
<M_{\mathrm{punainen}}> =-2,326 + 1,244 \log P\,
  • Sykkimisvakio: Q(päivää) 3,47*-2 +5,2 *10-3+2,8*10-3(log P(päivää))2
  • Säde aurinkoina:
\log (R/R_{\mathrm{Aurinko}}) = 1,17 + 0,70 \log P\,
  • Pinnan efektiivinen lämpötila:
T_{\mathrm{eff}}=-0,036 \log (L/L_{\mathrm{Aurinko}}) +3,925\,
\log t_e = 8,16 - 0,651*\log P\,
  • Vaihesiirto säteisnopeuden ja kirkkauden vaihtelujen välillä 90 astetta
  • Linnunradassa n. 800 kappaletta. Tunnetaan myös lähigalakseista, LMC:sta ja Virgon galaksijoukosta.

[muokkaa] Kefeidejä muistuttavia tähtiä

[muokkaa] Viitteet

  1. ↑ 1,0 1,1 "Big Bang", Simon Singh, Tammi 2007
  2. ↑ http://scienceworld.wolfram.com/astronomy/CepheidVariable.html
Haettu osoitteesta http://fi.wikipedia.org/wiki/Kefeidi
Henkilökohtaiset työkalut