COSA SONO LE VARIABILI CEFEIDI?

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L'universo è un posto davvero molto grande. Stiamo parlando ... impercettibilmente grande! In effetti, sulla base di decenni di osservazioni, gli astronomi ora credono che l'Universo osservabile misura circa 46 miliardi di anni luce di diametro. La parola chiave c'è osservabile, perché quando si tiene conto di ciò che non possiamo vedere, gli scienziati pensano che in realtà assomigli di più a 92 miliardi di anni luce.

La parte più difficile di tutto ciò è fare misurazioni accurate delle distanze coinvolte. Ma dalla nascita della moderna astronomia, si sono evoluti metodi sempre più precisi. Oltre allo spostamento verso il rosso e all'esame della luce proveniente da stelle e galassie distanti, gli astronomi si affidano anche a una classe di stelle note come Cepheid Variables (CV) per determinare la distanza degli oggetti all'interno e oltre la nostra Galassia.

Definizione:

Le stelle variabili sono essenzialmente stelle che subiscono fluttuazioni nella loro luminosità (alias luminosità assoluta). Le variabili cefeidi sono un tipo speciale di stella variabile in quanto sono calde e massicce - da cinque a venti volte la massa del nostro Sole - e sono note per la loro tendenza a pulsare radialmente e variare sia in diametro che in temperatura.

Inoltre, queste pulsazioni sono direttamente correlate alla loro luminosità assoluta, che si verifica entro periodi di tempo ben definiti e prevedibili (che vanno da 1 a 100 giorni). Se tracciata come relazione magnitudo vs. periodo, la forma della curva di luminosità di Cephiad ricorda quella di una "pinna di squalo": fa il suo improvviso aumento e picco, seguito da un declino più costante.

Il nome deriva da Delta Cephei, una stella variabile nella costellazione di Cefeo che fu il primo CV ad essere identificato. L'analisi dello spettro di questa stella suggerisce che anche i CV subiscono variazioni in termini di temperatura (tra 5500 - 66oo K) e diametro (~ 15%) durante un periodo di pulsazione.

Utilizzare in astronomia:

La relazione tra il periodo di variabilità e la luminosità delle stelle CV li rende molto utili nel determinare la distanza degli oggetti nel nostro Universo. Una volta misurato il periodo, è possibile determinare la luminosità, ottenendo così stime accurate della distanza della stella usando l'equazione del modulo di distanza.

Questa equazione afferma che: m – M = 5 log d - 5 - dove m è la grandezza apparente dell'oggetto, M è la grandezza assoluta dell'oggetto, e d è la distanza dall'oggetto in parsecs. Le variabili cefeidi possono essere viste e misurate a una distanza di circa 20 milioni di anni luce, rispetto a una distanza massima di circa 65 anni luce per le misurazioni della parallasse terrestre e poco più di 326 anni luce per la missione Hipparcos dell'ESA.

Poiché sono luminosi e possono essere visti chiaramente a milioni di anni luce di distanza, possono essere facilmente distinti dalle altre stelle luminose nelle loro vicinanze. Unito alla relazione tra la loro variabilità e luminosità, ciò li rende strumenti estremamente utili per dedurre le dimensioni e la scala del nostro Universo.

Classi:

Le variabili cefeidi sono divise in due sottoclassi - Cefeidi classici e Cefeidi di tipo II - in base alle differenze nelle loro masse, età e storie evolutive. I Cefeidi classici sono stelle variabili della popolazione I (ricchi di metalli) che sono 4-20 volte più massicce del Sole e fino a 100.000 volte più luminose. Subiscono pulsazioni con periodi molto regolari nell'ordine di giorni o mesi.

Questi cefeidi sono in genere giganti e supergiganti di colore giallo brillante (classe spettrale F6 - K2) e subiscono variazioni del raggio in milioni di chilometri durante un ciclo di pulsazioni. I Cefeidi Classici sono usati per determinare le distanze dalle galassie all'interno del Gruppo Locale e oltre, e sono un mezzo per stabilire la Costante di Hubble (vedi sotto).

I cefeidi di tipo II sono stelle variabili della popolazione II (poveri di metalli) che pulsano con periodi in genere compresi tra 1 e 50 giorni. I cefidi di tipo II sono anche stelle più vecchie (~ 10 miliardi di anni) che hanno circa la metà della massa del nostro Sole.

I cefeidi di tipo II sono anche suddivisi in base al loro periodo nelle sottoclassi BL Her, W Virginis e RV Tauri (che prendono il nome da esempi specifici) - che hanno periodi di 1-4 giorni, 10-20 giorni e più di 20 giorni, rispettivamente . I cefeidi di tipo II vengono utilizzati per stabilire la distanza dal centro galattico, dagli ammassi globulari e dalle galassie vicine.

Ci sono anche quelli che non rientrano in nessuna categoria, che sono noti come Cefeidi Anomali. Queste variabili hanno periodi inferiori a 2 giorni (simile a RR Lyrae) ma hanno luminosità più elevate. Hanno anche masse più alte dei Cefeidi di tipo II e hanno epoche sconosciute.

È stata anche osservata una piccola percentuale di variabili Cefeidi che pulsano in due modi contemporaneamente, da cui il nome Cefeidi a doppio modo. Un numero molto piccolo pulsa in tre modalità o una combinazione insolita di modalità.

Storia dell'osservazione:

La prima variabile Cefeide da scoprire fu Eta Aquilae, che fu osservata il 10 settembre 1784 dall'astronomo inglese Edward Pigott. Delta Cephei, da cui prende il nome questa classe di stelle, fu scoperto alcuni mesi dopo dall'astronomo inglese dilettante John Goodricke.

Nel 1908, durante un'indagine su stelle variabili nelle Nuvole di Magellano, l'astronoma americana Henrietta Swan Leavitt scoprì il rapporto tra il periodo e la luminosità dei Cefeidi Classici. Dopo aver registrato i periodi di 25 stelle variabili diverse, ha pubblicato i suoi risultati nel 1912.

Negli anni seguenti molti altri astronomi avrebbero condotto ricerche sui Cefeidi. Nel 1925, Edwin Hubble fu in grado di stabilire la distanza tra la Via Lattea e la Galassia di Andromeda sulla base delle variabili Cefeidi all'interno di quest'ultima. Questi risultati furono fondamentali, in quanto stabilirono il Grande Dibattito, dove gli astronomi cercarono di stabilire se la Via Lattea fosse unica o una delle tante galassie nell'Universo.

Misurando la distanza tra la Via Lattea e diverse altre galassie e combinandola con le misurazioni del loro spostamento verso il rosso da parte di Vesto Slipher, Hubble e Milton L. Humason furono in grado di formulare la Legge di Hubble. In breve, sono stati in grado di dimostrare che l'Universo è in uno stato di espansione, cosa che era stata suggerita anni prima.

Ulteriori sviluppi nel corso del 20 ° secolo includono la divisione dei Cefeidi in diverse classi, che ha aiutato a risolvere i problemi nel determinare le distanze astronomiche. Ciò è stato fatto in gran parte da Walter Baade, che negli anni '40 ha riconosciuto la differenza tra Cefeidi classici e di tipo II in base alle loro dimensioni, età e luminosità.

Limitazioni:

Nonostante il loro valore nel determinare le distanze astronomiche, ci sono alcune limitazioni con questo metodo. Il principale tra questi è il fatto che con i Cefeidi di tipo II, la relazione tra periodo e luminosità può essere effettuata dalla loro bassa metallicità, contaminazione fotometrica e dall'effetto mutevole e sconosciuto che gas e polvere hanno sulla luce che emettono (estinzione stellare).

Questi problemi irrisolti hanno comportato la citazione di valori diversi per la costante di Hubble, che varia tra 60 km / s per 1 milione di parsec (Mpc) e 80 km / s / Mpc. Risolvere questa discrepanza è uno dei maggiori problemi della cosmologia moderna, dal momento che le dimensioni e il tasso di espansione dell'Universo sono collegati.

Tuttavia, i miglioramenti nella strumentazione e nella metodologia stanno aumentando l'accuratezza con cui si osservano le variabili cefeidi. Nel tempo, si spera che le osservazioni di queste stelle curiose e uniche produrranno valori veramente accurati, eliminando così una fonte chiave di dubbio sulla nostra comprensione dell'Universo.

Abbiamo scritto molti articoli interessanti sulle variabili cefalidi qui su Space Magazine. Ecco gli astronomi trovano un nuovo modo di misurare le distanze cosmiche, gli astronomi usano l'eco della luce per misurare la distanza da una stella e gli astronomi si avvicinano all'energia oscura con la costante di Hubble raffinata.

Il cast di Astronomia ha un episodio interessante che spiega le differenze tra le stelle I e II della popolazione - Episodio 75: Popolazioni stellari.

fonti: