Kefeidi

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun

Kefeidi on eräs sykkivien kirkkaudeltaan muuttuvien tähtien ryhmä, jolle on ominaista tähtien muuttumisjakson ja luminositeetin välinen verrannollisuus. Kefeidit on nimetty Kefeuksen tähdistön tähden δ Cephein mukaan.[1] Kefeidi on usein ensimmäisen populaation keltainen jättiläistähti, joka vuoroin laajenee ja supistuu muodostaen säännöllisen oskillaation luminositeettiinsa. Kefeidien luminositeetti vaihtelee tuhatkertaisesta kymmentuhatkertaiseen Auringon suhteen.

Pohjantähti on yksi tunnetuimmista kefeideistä. Sen kirkkauden muutokset ovat kuitenkin viime vuosikymmenien kuluessa vähentyneet, ja tähti on nyt lähes stabiili.

Ensimmäisen kefeidin, δ Cephein, löysi John Goodricke 1784. Kefeidien jakson pituuden ja todellisen kirkkauden välisen riippuvuuden löysi yhdysvaltalainen tähtitieteilijä Henrietta Leavitt vuonna 1912.[2] Mitä pidempi sykkimisjakso on, niin sitä suurempi on tähden todellinen kirkkaus.[3] 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.[2]

Kefeidit etäisyyksien laskemisessa[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

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 litteä 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. Galaksissa sijaitsee useita kefeidejä, joiden sykkimisjaksoista arvioidun todellisen kirkkauden ja niiden näennäisen kirkkauden erotuksella saatiin selville galaksin etäisyys.[3]

Walter Baade huomasi vuoden 1950 tienoilla, että klassisilla kefeideillä ja ns. W Wirginis -tähtiin kuuluvilla kefeideillä on erilainen riippuvuus sykkimisjakson ja kirkkauden välillä.[3] Hän huomasi, että Andromedan ja muiden galaksien etäisyyden määrittelyssä oli käytetty väärää riippuvuutta ja oikealla tavalla lasketuissa etäisyydet kaksinkertaistuivat.[3]

Hubble-avaruusteleskooppi on havainnut kaukaisimmat kefeidit Neitsyen galaksijoukosta, 60 miljoonan valovuoden päästä. Sitä kaukaisempien kohteiden etäisyys pystytään usein määrittämään punasiirtymän avulla.

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Heikki Oja: Maailmankaikkeus 2003 - tähtitieteen vuosikirja. Ursa 2002.

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Oja 2002, s. 101.
  2. a b Simong Singh: "Big Bang". Tammi 2007.
  3. a b c d Oja 2002, s. 102.

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]