Kefeidi

Wikipedia

Kefeidi on eräs sykkivien muuttuvien tähtien ryhmä, jolle on ominaista tähtien muuttumisjakson ja luminositeetin välinen verrannollisuus. Kefeidit löysi amerikkalainen tähtitieteilijä Henrietta Leavitt vuonna 1912. Ne on nimetty tyypin edustajaksi ensimmäisenä määritetyn tähden, δ Cephein mukaan. Varsinaiset kefeidit ovat "klassisia kefeidejä" tai "tyypin I kefeidejä". Kefeidi on usein ensimmäisen populaation metallirikas keltainen jättiläistähti, joka vuoroin laajenee ja supistuu sykkien. 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 m. 3 päivän jaksoisen kefeidin kirkkaus on noin 800 Aurinkoa , ja 13 päivän kefeidin kirkkaus 10000 aurinkoa. Kefeidin massa on 5 -- 20 aurinkoa ja ne ovat heliumin polttamista aloittavia tähtiä. Spektriluokka on tyypillisesti F-K I eli kefeidit ovat kirkkaita ylijättiläistähtiä. Pohjantähti on yksi tunnetuimmista kefeideistä. Sen kirkkauden muutokset ovat kuitenkin viime vuosikymmenien kuluessa vähentyneet, ja tähti on nyt lähes stabiili. Tunnettu kefeidi on myös Eta Aquilae.

[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 usein 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 ulkopuolisuuden Linnunradasta. 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 pelkästä jakso - kirkkaussuhteesta olettaisi. Sinisemmät kefeidit ovat hieman kirkkaampia kuin punaisemmat verrattuna yksinkertaisen jakso-kirkkaus-suhteen mukaan laskettuihin arvoihin. Jakso-kirkkaussuhteen mukaanhan 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. Tähden säteellä ja kirkkaudella on suora yhteys.

[muokkaa] Tähden sykkimisen syistä

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. Normaalisti tähti on tasapainossa, jossa tähden lämpötilasta johtuva atomien liike pitää jokaista tähden kerrosta painovoiman kanssa tasapainossa. Läpinäkymätön kaasu voi varastoida energiaa. Sykkiminen johtuu ns ionosaatiovyöhykkeistä, joissa kaasun kokoonpuristuminen aiheuttaa säteilyläpäisemättömyyden laskua. Näihin kerroksiin varastoituva säteilyenergia aiheuttaa tähden ulko-osien laajenemista. Ionisaatiovyöhykkeitä on sopivilla syvyyksillä tähdissä, joiden pintalämpötila on 6000-9000 K. Näissä vety ja helium ovat osittain ionisoituneet. Kun tähden ulko-osat laajenevat, kaasu harvenee ja lämpötila laskee. Käy lopulta niin, että tähden ulko-osien lämpötilasta johtuva kaasun paine ei enää voi vastustaa painovoimaa, ja kaasu alkaa kutistua. Kaasu tihenee kutistuessaan, ja sen lämpötila nousee. Silloin ionisaatiovyöhykkeeseen varastoituu entistä enemmän energiaa. Ionosaatiovyöhykkeessähän kaasun kutistuminen merkitsee säteilyn läpäisemättömyyden kasvun takia energien varastoitumista. Lopulta varastoitunut energia vapauttaa ja ponnauttaa tähden ulko-osat taas avaruuteen. Tähden sisällä tapahtuvat fuusioreaktiot syöttävät lisäenergiaa sykkimiseen. Tähti on kirkkaimmillaan kun tähden säde on pienin, koska silloin tähti on kuumempi. Pienentyneen, kuumentuneen tähden huomattavasti suurempi pintakirkkaus kasvattaa tähden absoluuttista kirkkautta koska pieni muutos tähden pintalämpötilassa muuttaa huomattavasti tähden kirkkautta. Tähden säde on pienimmillään 1/4 jakson ajan ennen valominimiä. Kirkastuminen on himmentymistä nopeampi eli valokäyrän nouseva osa on jyrkempi kuin laskeva osa.

[muokkaa] Kefeidien ominaisuuksia

Sykkimisjakso 2 -- 70 päivää
Valonvahhtelun korkeus visuaalisessa alueessa 0,1-1,5 aurinkoa, 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 30000 aurinkoa.

Jakso-kirkkaus-relaatio <Mv> = -2,81 log P - 1,43
Jakso-kirkkausrelaatio kefeidilaueen siniselle reunalle <Mv_sininen> =-2,573 + 1,270 log P
Jakso-kirkkausrelaatio kefeidilaueen punaiselle reunalle <Mv_sininen> =-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_O) = 1,17 + 0,70 log P (päivinä)
Lämpötila T_eff=-0,036 log L/LO +3,925
Kemiallisen koostumuksen vaikutus lämpötilaan 0,04 ΔY - 0,49 ΔZ kun log L/L_O=3,5
Tähden ikä: log t_e = 8,16 - 0,651*log P
Vaihesiirto säteisnopeuden ja kirkkauden vaihtelujen välillä 90 astetta
Linnunradassa 800, tunnetaan myös lähigalakseista LMC, Virgo-joukosta