APA ITU VARIABEL CEPHEID?

Send

Semesta adalah tempat yang sangat, sangat besar. Kami berbicara ... sangat besar! Faktanya, berdasarkan pengamatan selama beberapa dekade, para astronom sekarang percaya bahwa ukuran alam semesta yang dapat diamati sekitar 46 miliar tahun cahaya. Kata kuncinya ada tampak, karena ketika Anda memperhitungkan apa yang tidak bisa kita lihat, para ilmuwan berpikir itu sebenarnya lebih seperti 92 miliar tahun cahaya.

Bagian tersulit dalam semua ini adalah membuat pengukuran akurat dari jarak yang terlibat. Tetapi sejak kelahiran astronomi modern, metode yang semakin akurat telah berkembang. Selain dari pergeseran merah dan memeriksa cahaya yang berasal dari bintang dan galaksi yang jauh, para astronom juga mengandalkan kelas bintang yang dikenal sebagai Cepheid Variables (CVs) untuk menentukan jarak objek di dalam dan di luar Galaksi kita.

Definisi:

Bintang variabel pada dasarnya adalah bintang yang mengalami fluktuasi kecerahannya (alias. Luminositas absolut). Variabel Cepheids adalah tipe khusus dari bintang variabel karena mereka panas dan masif - lima hingga dua puluh kali massa Matahari kita - dan dikenal karena kecenderungannya untuk berdenyut secara radial dan bervariasi dalam diameter dan suhu.

Terlebih lagi, denyut ini berhubungan langsung dengan luminositas absolutnya, yang terjadi dalam periode waktu yang ditentukan dan dapat diprediksi (berkisar dari 1 hingga 100 hari). Ketika diplot sebagai hubungan magnitude vs periode, bentuk kurva luminositas Cephiad menyerupai "sirip hiu" - lakukan kenaikan dan puncaknya secara tiba-tiba, diikuti oleh penurunan yang lebih mantap.

Nama ini berasal dari Delta Cephei, bintang variabel di konstelasi Cepheus yang merupakan CV pertama yang diidentifikasi. Analisis spektrum bintang ini menunjukkan bahwa CV juga mengalami perubahan dalam hal suhu (antara 5500 - 66oo K) dan diameter (~ 15%) selama periode denyut.

Gunakan dalam Astronomi:

Hubungan antara periode variabilitas dan luminositas bintang CV membuatnya sangat berguna dalam menentukan jarak objek di Alam Semesta kita. Setelah periode diukur, luminositas dapat ditentukan, sehingga menghasilkan estimasi akurat jarak bintang menggunakan persamaan modulus jarak.

Persamaan ini menyatakan bahwa: m – M. = 5 log d - 5 - di mana m adalah besarnya objek yang terlihat, M. adalah besaran absolut dari objek, dan d adalah jarak ke objek dalam parsec. Variabel Cepheid dapat dilihat dan diukur dengan jarak sekitar 20 juta tahun cahaya, dibandingkan dengan jarak maksimum sekitar 65 tahun cahaya untuk pengukuran paralaks berbasis bumi dan hanya lebih dari 326 tahun cahaya untuk misi Hipparcos ESA.

Karena mereka terang, dan dapat dengan jelas dilihat jutaan tahun cahaya jauhnya, mereka dapat dengan mudah dibedakan dari bintang terang lainnya di sekitarnya. Dikombinasikan dengan hubungan antara variabilitas dan luminositasnya, ini menjadikannya alat yang sangat berguna dalam menyimpulkan ukuran dan skala Alam Semesta kita.

Kelas:

Variabel Cepheid dibagi menjadi dua subclass - Cepheid Klasik dan Cepheid Tipe II - berdasarkan pada perbedaan dalam massa, usia, dan sejarah evolusi mereka. Cepheids Klasik adalah Populasi I (kaya logam) bintang variabel yang 4-20 kali lebih besar dari Matahari dan hingga 100.000 kali lebih bercahaya. Mereka menjalani denyutan dengan periode yang sangat teratur sesuai urutan hari hingga bulan.

Cepheids ini biasanya berwarna kuning cerah raksasa dan supergiants (kelas spektral F6 - K2) dan mereka mengalami perubahan radius dalam jutaan kilometer selama siklus denyut. Cepheids klasik digunakan untuk menentukan jarak ke galaksi dalam Grup Lokal dan seterusnya, dan merupakan sarana yang dengannya Konstan Hubble dapat dibangun (lihat di bawah).

Tipe II Cepheids adalah bintang-bintang Populasi II (logam-miskin) yang berdenyut dengan periode biasanya antara 1 dan 50 hari. Cepheid tipe II juga merupakan bintang yang lebih tua (~ 10 miliar tahun) yang memiliki sekitar setengah massa Matahari kita.

Tipe II Cepheids juga dibagi berdasarkan periode mereka ke dalam BL Her, W Virginis, dan RV Tauri subclass (dinamai contoh spesifik) - yang memiliki periode 1-4 hari, 10-20 hari, dan lebih dari 20 hari, masing-masing . Cepheids Tipe II digunakan untuk menentukan jarak ke Pusat Galaksi, kluster globular, dan galaksi yang berdekatan.

Ada juga yang tidak masuk ke dalam kategori mana pun, yang dikenal sebagai Cepheid Anomali. Variabel-variabel ini memiliki periode kurang dari 2 hari (mirip dengan RR Lyrae) tetapi memiliki luminositas yang lebih tinggi. Mereka juga memiliki massa lebih tinggi daripada Cepheids Tipe II, dan memiliki usia yang tidak diketahui.

Sebagian kecil dari variabel Cepheid juga telah diamati yang berdenyut dalam dua mode pada saat yang sama, karenanya dinamai Cepheids Double-mode. Jumlah yang sangat kecil berdenyut dalam tiga mode, atau kombinasi mode yang tidak biasa.

Sejarah Pengamatan:

Variabel Cepheid pertama yang ditemukan adalah Eta Aquilae, yang diamati pada 10 September 1784, oleh astronom Inggris Edward Pigott. Delta Cephei, yang namanya kelas bintang ini, ditemukan beberapa bulan kemudian oleh astronom amatir Inggris John Goodricke.

Pada tahun 1908, selama penyelidikan bintang variabel di Awan Magellan, astronom Amerika Henrietta Swan Leavitt menemukan hubungan antara periode dan luminositas Cepheids Klasik. Setelah merekam periode 25 bintang variabel yang berbeda, ia menerbitkan temuannya pada tahun 1912.

Pada tahun-tahun berikutnya, beberapa astronom akan melakukan penelitian tentang Cepheids. Pada 1925, Edwin Hubble mampu menentukan jarak antara Bima Sakti dan Galaksi Andromeda berdasarkan pada variabel Cepheid di dalam galaksi tersebut. Temuan ini sangat penting, karena mereka menyelesaikan Debat Hebat, di mana para astronom berusaha menetapkan apakah Bima Sakti itu unik, atau salah satu dari banyak galaksi di Semesta.

Dengan mengukur jarak antara Bima Sakti dan beberapa galaksi lainnya, dan menggabungkannya dengan pengukuran pergeseran merah mereka, Hubble dan Milton L. Humason mampu merumuskan Hukum Hubble. Singkatnya, mereka mampu membuktikan bahwa Semesta dalam keadaan ekspansi, sesuatu yang telah disarankan bertahun-tahun sebelumnya.

Perkembangan lebih lanjut selama abad ke-20 termasuk membagi Cepheids ke dalam kelas yang berbeda, yang membantu menyelesaikan masalah dalam menentukan jarak astronomi. Ini sebagian besar dilakukan oleh Walter Baade, yang pada 1940-an mengakui perbedaan antara Cepheid Klasik dan Tipe II berdasarkan ukuran, usia, dan luminositasnya.

Keterbatasan:

Terlepas dari nilai mereka dalam menentukan jarak astronomi, ada beberapa keterbatasan dengan metode ini. Yang utama di antara mereka adalah fakta bahwa dengan Cepheids Tipe II, hubungan antara periode dan luminositas dapat dipengaruhi oleh rendahnya logam, kontaminasi fotometrik, dan efek perubahan dan tidak diketahui yang dimiliki gas dan debu terhadap cahaya yang dipancarkannya (kepunahan bintang).

Masalah-masalah yang belum terselesaikan ini telah menghasilkan nilai yang berbeda yang dikutip untuk Konstan Hubble - yang berkisar antara 60 km / s per 1 juta parsec (Mpc) dan 80 km / s / Mpc. Menyelesaikan perbedaan ini adalah salah satu masalah terbesar dalam kosmologi modern, karena ukuran sebenarnya dan tingkat ekspansi Semesta terkait.

Namun, peningkatan dalam instrumentasi dan metodologi meningkatkan akurasi yang diamati dengan Cepheid Variables. Pada waktunya, diharapkan bahwa pengamatan terhadap bintang-bintang yang aneh dan unik ini akan menghasilkan nilai yang benar-benar akurat, sehingga menghilangkan sumber utama keraguan tentang pemahaman kita tentang Semesta.

Kami telah menulis banyak artikel menarik tentang Cepheid Variables di Space Magazine. Inilah Para Astronom Temukan Cara Baru untuk Mengukur Jarak Kosmik, Astronom Menggunakan Echo Cahaya untuk Mengukur Jarak ke Bintang, dan Astronom Menutup Energi Gelap dengan Konstan Hubble yang Disempurnakan.

Pemeran Astronomi memiliki episode menarik yang menjelaskan perbedaan antara bintang Population I dan II - Episode 75: Stellar Populations.

Sumber: