BIẾN CEPHEID Là Gì?

Send

Vũ trụ là một nơi thực sự, thực sự lớn. Chúng tôi nói chuyện với nhau rất lớn! Trên thực tế, dựa trên nhiều thập kỷ quan sát, các nhà thiên văn học tin rằng Vũ trụ quan sát được khoảng 46 tỷ năm ánh sáng. Từ khóa có có thể quan sát được bởi vì khi bạn tính đến những gì chúng ta không thể nhìn thấy, các nhà khoa học nghĩ rằng nó thực sự giống như 92 tỷ năm ánh sáng.

Phần khó nhất trong tất cả những điều này là thực hiện các phép đo chính xác về khoảng cách liên quan. Nhưng kể từ khi thiên văn học hiện đại ra đời, các phương pháp ngày càng chính xác đã phát triển. Ngoài việc dịch chuyển đỏ và kiểm tra ánh sáng đến từ các ngôi sao và thiên hà xa xôi, các nhà thiên văn học còn dựa vào một lớp các ngôi sao được gọi là Biến Cepheid (CV) để xác định khoảng cách của các vật thể trong và ngoài Thiên hà của chúng ta.

Định nghĩa:

Các ngôi sao biến đổi về cơ bản là những ngôi sao trải qua sự dao động về độ sáng của chúng (hay còn gọi là độ sáng tuyệt đối). Biến Cepheids là loại sao biến đổi đặc biệt ở chỗ chúng nóng và to - khối lượng gấp năm đến hai mươi lần Mặt trời của chúng ta - và được biết đến với xu hướng đập mạnh và thay đổi cả về đường kính và nhiệt độ.

Hơn nữa, những xung này liên quan trực tiếp đến độ sáng tuyệt đối của chúng, xảy ra trong khoảng thời gian được xác định rõ và có thể dự đoán được (trong khoảng từ 1 đến 100 ngày). Khi được vẽ như một mối quan hệ cường độ so với thời kỳ, hình dạng của đường cong độ sáng Cephiad giống như của một con cá mập vây cá - làm tăng đột ngột và đạt đỉnh, sau đó là sự suy giảm dần dần.

Tên này có nguồn gốc từ Delta Cephei, một ngôi sao biến trong chòm sao Cepheus là CV đầu tiên được xác định. Phân tích phổ sao Star này cho thấy CV cũng trải qua những thay đổi về nhiệt độ (trong khoảng 5500 - 66oo K) và đường kính (~ 15%) trong khoảng thời gian dao động.

Sử dụng trong Thiên văn học:

Mối quan hệ giữa thời kỳ biến thiên và độ sáng của các ngôi sao CV làm cho chúng rất hữu ích trong việc xác định khoảng cách của các vật thể trong Vũ trụ của chúng ta. Khi khoảng thời gian được đo, độ sáng có thể được xác định, do đó thu được các ước tính chính xác về khoảng cách ngôi sao bằng cách sử dụng phương trình mô đun khoảng cách.

Phương trình này nói rằng: m – M = 5 khúc gỗ d - 5 - ở đâu m là độ lớn biểu kiến của vật thể, M là độ lớn tuyệt đối của vật thể, và d là khoảng cách đến đối tượng trong Parsecs. Các biến Cepheid có thể được nhìn thấy và đo được ở khoảng cách khoảng 20 triệu năm ánh sáng, so với khoảng cách tối đa khoảng 65 năm ánh sáng đối với các phép đo thị sai trên Trái đất và chỉ hơn 326 năm ánh sáng cho nhiệm vụ ESA tựa Hipparcos.

Vì chúng sáng, và có thể nhìn thấy rõ hàng triệu năm ánh sáng, chúng có thể dễ dàng phân biệt với các ngôi sao sáng khác trong vùng lân cận. Kết hợp với mối quan hệ giữa tính biến thiên và độ sáng của chúng, điều này làm cho chúng trở thành công cụ hữu ích cao trong việc suy luận kích thước và quy mô của Vũ trụ của chúng ta.

Các lớp học:

Các biến Cepheid được chia thành hai lớp con - Cepheids cổ điển và Cepheids loại II - dựa trên sự khác biệt về khối lượng, tuổi tác và lịch sử tiến hóa của chúng. Cepheids cổ điển là những ngôi sao biến thiên dân số I (giàu kim loại) có khối lượng lớn gấp 4-20 lần so với Mặt trời và phát sáng gấp 100.000 lần. Họ trải qua các xung với các khoảng thời gian rất đều đặn theo thứ tự từ ngày đến tháng.

Những Cepheids này thường là những người khổng lồ và siêu sao sáng màu vàng (lớp quang phổ F6 - K2) và chúng trải qua những thay đổi bán kính trong hàng triệu km trong một chu kỳ xung. Các Cepheids cổ điển được sử dụng để xác định khoảng cách đến các thiên hà trong Nhóm Địa phương và hơn thế nữa, và là một phương tiện có thể thiết lập Hằng số Hubble (xem bên dưới).

Các loại Cepheids loại II là các ngôi sao biến thiên Dân số II (nghèo kim loại) có xung với các khoảng thời gian từ 1 đến 50 ngày. Cepheids loại II cũng là những ngôi sao già (~ 10 tỷ năm) có khối lượng bằng một nửa Mặt trời của chúng ta.

Các loại Cepheids loại II cũng được phân chia dựa trên thời gian của chúng thành các lớp con BL Her, W Virginis và RV Tauri (được đặt tên theo các ví dụ cụ thể) - có thời gian 1-4 ngày, 10-20 ngày và hơn 20 ngày, tương ứng . Cepheids loại II được sử dụng để thiết lập khoảng cách đến Trung tâm Thiên hà, các cụm cầu và các thiên hà lân cận.

Cũng có những loại không phù hợp với một trong hai loại, được gọi là Cepheids dị thường. Các biến này có thời gian dưới 2 ngày (tương tự RR Lyrae) nhưng có độ sáng cao hơn. Chúng cũng có khối lượng cao hơn Cepheids loại II, và không rõ tuổi.

Một tỷ lệ nhỏ các biến Cepheid cũng đã được quan sát thấy xung ở hai chế độ cùng một lúc, do đó có tên là Cepheids chế độ kép. Một số rất nhỏ dao động trong ba chế độ, hoặc sự kết hợp bất thường của các chế độ.

Lịch sử quan sát:

Biến Cepheid đầu tiên được phát hiện là Eta Aquilae, được quan sát vào ngày 10 tháng 9 năm 1784, bởi nhà thiên văn học người Anh Edward Pigott. Delta Cephei, mà lớp sao này được đặt tên, được phát hiện vài tháng sau bởi nhà thiên văn học nghiệp dư người Anh John Goodricke.

Năm 1908, trong một cuộc điều tra về các ngôi sao biến đổi trong Đám mây Magellanic, nhà thiên văn học người Mỹ Henrietta Swan Leavitt đã phát hiện ra mối quan hệ giữa thời kỳ và độ sáng của Cepheids cổ điển. Sau khi ghi lại khoảng thời gian của 25 ngôi sao biến khác nhau, cô đã công bố phát hiện của mình vào năm 1912.

Trong những năm tiếp theo, một số nhà thiên văn học sẽ tiến hành nghiên cứu về Cepheids. Đến năm 1925, Edwin Hubble đã có thể thiết lập khoảng cách giữa Dải Ngân hà và Thiên hà Andromeda dựa trên các biến Cepheid trong phạm vi sau. Những phát hiện này là then chốt, trong đó họ đã giải quyết Cuộc tranh luận lớn, nơi các nhà thiên văn học tìm cách thiết lập liệu Dải Ngân hà có phải là duy nhất hay là một trong nhiều thiên hà trong Vũ trụ.

Bằng cách đo khoảng cách giữa Dải Ngân hà và một số thiên hà khác, và kết hợp nó với các phép đo Vesto Slodes, về độ dịch chuyển đỏ của chúng, Hubble và Milton L. Humason đã có thể xây dựng Định luật Hubble. Nói tóm lại, họ đã có thể chứng minh rằng Vũ trụ đang ở trạng thái giãn nở, điều đã được đề xuất từ nhiều năm trước.

Những phát triển tiếp theo trong thế kỷ 20 bao gồm việc chia Cepheids thành các lớp khác nhau, giúp giải quyết các vấn đề trong việc xác định khoảng cách thiên văn. Điều này được thực hiện phần lớn bởi Walter Baade, người vào những năm 1940 đã nhận ra sự khác biệt giữa Cepheids Cổ điển và Loại II dựa trên kích thước, tuổi tác và độ sáng của chúng.

Hạn chế:

Mặc dù giá trị của chúng trong việc xác định khoảng cách thiên văn, có một số hạn chế với phương pháp này. Chủ yếu trong số đó là thực tế với Cepheids loại II, mối quan hệ giữa thời gian và độ sáng có thể được thực hiện bằng tính kim loại thấp hơn, ô nhiễm trắc quang và tác động thay đổi và chưa biết của khí và bụi đối với ánh sáng mà chúng phát ra (sự tuyệt chủng của sao).

Các vấn đề chưa được giải quyết này đã dẫn đến các giá trị khác nhau được trích dẫn cho Hằng số Hubble - nằm trong khoảng từ 60 km / s trên 1 triệu Parsec (Mpc) đến 80 km / s / Mpc. Giải quyết sự khác biệt này là một trong những vấn đề lớn nhất trong vũ trụ học hiện đại, vì kích thước và tốc độ mở rộng thực sự của Vũ trụ được liên kết.

Tuy nhiên, những cải tiến về thiết bị và phương pháp đang làm tăng độ chính xác trong đó các biến Cepheid được quan sát. Theo thời gian, người ta hy vọng rằng các quan sát về những ngôi sao tò mò và độc đáo này sẽ mang lại những giá trị thực sự chính xác, do đó loại bỏ một nguồn nghi ngờ chính về sự hiểu biết của chúng ta về Vũ trụ.

Chúng tôi đã viết nhiều bài viết thú vị về Biến Cepheid ở đây tại Tạp chí Vũ trụ. Ở đây, các nhà thiên văn học tìm ra cách mới để đo khoảng cách vũ trụ, các nhà thiên văn học sử dụng ánh sáng để đo khoảng cách đến một ngôi sao và các nhà thiên văn học tiếp cận năng lượng tối với hằng số Hubble tinh luyện.

Astronomy Cast có một tập phim thú vị giải thích sự khác biệt giữa các ngôi sao Dân số I và II - Tập 75: Quần thể sao.

Nguồn: