Doba závislosti - svítivost

Perioda závislosti - svítivost ( angl.  vztah perioda-svítivost ) - poměr, který spojuje svítivost pulsující hvězdné proměnné a periodu její pulsace. Nejznámější vztah pro klasické cefeidy se někdy nazývá Leavittův zákon . [1] Tento vztah, objevený v roce 1908 Henriettou Swan Leavittovou, umožnil použít cefeidy jako standardní svíčky pro škálování galaktických a extragalaktických vzdáleností. [2] [3] [4] [5] [6] [7]

Historie

Leavitt, absolvent Radcliffe College , pracoval na Harvardské observatoři jako kalkulačka ; zabývala se analýzou fotografických desek, měřením a katalogizací jasnosti hvězd. Ředitel observatoře Edward Charles Pickering pověřil Leavitta studiem proměnných hvězd ve Velkém a Malém Magellanově mračnu , které byly pozorovány na stanici Harvardské observatoře v Peru. Leavittová objevila 1777 proměnných hvězd, z nichž 47 klasifikovala jako cefeidy. V roce 1908 zveřejnila výsledky v Annals of the Harvard College Astronomical Observatory , přičemž poznamenala, že cefeidy s vysokou svítivostí měly dlouhou periodu pulsací. [10] Na základě této práce Leavitt pečlivě prozkoumal výsledný vztah mezi periodou a jasností vzorku 25 cefeid z Malého Magellanova mračna publikovaného v roce 1912. [8] Tento článek byl předložen a podepsán Pickeringem, ačkoliv první věta uváděla, že práci připravila slečna Leavittová.

V článku z roku 1912 Leavittová vykreslila velikost objektů jako funkci logaritmu období a určila, že podle ní mohou být body odpovídající maximům a minimům jasu nakresleny dvě přímky, tj. je jednoduchý vztah mezi velikostí cefeid a jejich periodou pulsace . [8] Za použití zjednodušujícího předpokladu, že všechny cefeidy v Malém Magellanově mračnu se nacházejí přibližně ve stejné vzdálenosti, lze zdánlivou velikost každé hvězdy považovat za odpovídající absolutní velikosti posunuté o pevné číslo vztažené ke vzdálenosti. Tento předpoklad umožnil Leavittovi ukázat, že logaritmus periody pulsace je lineárně úměrný logaritmu průměrné svítivosti cefeid v optickém rozsahu. [jedenáct]

Ve stejné době byl neznámý parametr měřítka, protože nebyla známa přesná vzdálenost k Magellanovým mračnům. Leavitt vyjádřil naději, že paralaxy až do některých cefeid by mohly být změřeny; rok po zveřejnění výsledků určil Leavitt Einar Hertzsprung vzdálenosti k několika cefeidám Mléčné dráhy. Pomocí nich jako kalibrace bylo možné určit vzdálenost ke kterékoli cefeidě se známou periodou pulsací. [jedenáct]

Vztah použil Harlow Shapley v roce 1918 k určení vzdáleností ke kulovým hvězdokupám a absolutních magnitud proměnných hvězd v kupách. V té době se ještě nevědělo, že existuje rozdíl v poměrech pro různé typy proměnných hvězd, obecně řazených mezi cefeidy. Rozdíl potvrdil Edwin Hubble ve svém článku z roku 1931 o kulových hvězdokupách kolem galaxie v Andromedě . Do 50. let 20. století nebylo možné nalézt žádné řešení tohoto problému a až do této doby se ukázalo, že populace cefeid typu II je systematicky slabší než cefeidy typu I. Proměnné hvězdy v kupách ( RR Lyrae variables ) jsou ještě slabší. [12]

Poměry

Závislost svítivosti na periodě je známá u několika typů pulzujících proměnných hvězd: cefeid populačního typu I, cefeid populačního typu II, hvězd RR Lyrae, miry a dalších dlouhoperiodických proměnných hvězd . [13]

Klasické cefeidy

Vztah mezi periodou a svítivostí pro klasické cefeidy byl kalibrován mnoha astronomy během 20. století, počínaje Hertzsprungem. [14] Kalibrace představuje řadu problémů; v roce 2007 však Benedict a kolegové vytvořili robustní kalibraci založenou na HST naměřených trigonometrických paralaxách 10 cefeid nejblíže Slunci. [15] V roce 2008 astronomové ESO určili vzdálenost k Cepheid RS Puppis s přesností na 1 % dat světelného echa z mlhoviny, ve které je hvězda zapuštěna. [16] Tento výsledek je však v řadě článků zpochybňován. [17]

Pro cefeidy prvního typu populace existuje následující vztah mezi periodou pulsace P a střední absolutní hvězdnou magnitudou Mv , získanou z údajů o trigonometrických paralaxách 10 cefeid nejblíže Slunci:

kde P se měří ve dnech. [18] [15] Pro výpočet vzdálenosti d ke cefeidám můžete také použít následující vztah:

[patnáct]

nebo

[19]

I a V jsou průměrné hodnoty zdánlivé velikosti v blízké infračervené a viditelné části spektra.

Vliv

Klasické cefeidy (také známé jako cefeidy Populace I nebo proměnné Delta Cephei) zažívají pulsace s dobře zachovanými periodami v rozmezí dnů až měsíců. Cefeidy byly objeveny v roce 1784 Edwardem Pigottem . Prvním objeveným objektem tohoto typu byla Eta Orla [ 20] a o několik měsíců později John Goodryke objevil proměnlivost v Delta Cephei, která dala jméno celé třídě proměnných hvězd tohoto typu. [21] Většina cefeid odhaluje charakteristický vzor světelné křivky: rychlý nárůst svítivosti a ostrý vrchol při přechodu do poklesu světla.

Klasické cefeidy jsou 4–20krát hmotnější než Slunce [22] a až 100 000krát jasnější. [23] Takové cefeidy jsou jasně žlutí obři a veleobri spektrálních tříd F6-K2 a jejich poloměry se mohou v pulzačním cyklu lišit až o 10 %. [24]

Leavittova práce o Cefeidách v Magellanových oblacích vedla k objevu vztahu mezi svítivostí a periodou pulsu cefeid. Jeho objev umožnil astronomům změřit vzdálenost k jiným galaxiím. Postupem času byly cefeidy objeveny i v jiných galaxiích, jako je galaxie v Andromedě (Edwin Hubble, 1923-24), poté se ukázalo, že „spirální mlhoviny“ jsou nezávislé galaxie mimo Mléčnou dráhu. Leavittův objev umožnil Harlowu Shapleymu ukázat, že Slunce není ve středu Galaxie, a Edwinu Hubbleovi dokázat, že Mléčná dráha není středem vesmíru. Začala nová etapa astronomie spojená se studiem struktury a měřítka vesmíru. [25] Hubble věřil, že si Leavitt za svou práci zaslouží Nobelovu cenu , [26] byla nominována na stipendium Švédské akademie věd v roce 1924, ale až tři roky po její smrti. [27] [28] .

Poznámky

  1. ↑ Sloan Digital Sky Survey (9. ledna 2018). Sto let cefeid: Dva astronomové, sto let od sebe, používají hvězdy k měření vesmíru . Tisková zpráva . Archivováno z originálu 20. září 2020. Načteno 23. září 2019 .
  2. ↑ Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cefeidy v Magellanových oblacích. IV. Katalog cefeid z Velkého Magellanova mračna  //  Acta Astronomica : deník. - 1999. - Sv. 49 . - str. 223-317 . - . — arXiv : astro-ph/9908317 .
  3. ↑ Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Katalog proměnných hvězd OGLE-III. I. Klasické cefeidy ve velkém Magellanově oblaku  //  Acta Astronomica : deník. - 2008. - Sv. 58 . — S. 163 . — . - arXiv : 0808.2210 .
  4. ↑ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Jr., Robert C.; Ford, Holandsko C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun M.G.; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B. Konečné výsledky z klíčového projektu Hubble Space Telescope k měření Hubbleovy konstanty  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Sv. 553 , č.p. 1 . - str. 47-72 . - doi : 10.1086/320638 . - . - arXiv : astro-ph/0012376 .
  5. ↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. Expanzní pole: hodnota H 0  //  The Astronomy and Astrophysics Review : deník. - 2008. - Sv. 15 , č. 4 . - str. 289-331 . - doi : 10.1007/s00159-008-0012-y . - . - arXiv : 0806.3018 .
  6. ↑ Majaess, DJ; Turner, DG; Lane, DJ Charakteristika galaxie podle cefeid  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2009. - Vol. 398 , č.p. 1 . - S. 263-270 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . - . - arXiv : 0903.4206 .
  7. ↑ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.  The Hubble Constant  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics : deník. - 2010. - Sv. 48 . - str. 673-710 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829 . - . - arXiv : 1004.1856 .
  8. ↑ 1 2 3 Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. Období 25 proměnných hvězd v malém Magellanově mračnu  //  Harvard College Observatory Circular: journal. - 1912. - Sv. 173 . - str. 1-3 . — .
  9. ↑ Kerri Malatesta. Delta Cephei . Americká asociace pozorovatelů proměnných hvězd (16. července 2010). Získáno 22. října 2019. Archivováno z originálu 6. září 2015.
  10. ↑ Leavitt, Henrietta S. 1777 variables in the Magellanic Clouds // Annals of Harvard College Observatory. - 1908. - T. 60 . - S. 87-108 . — .
  11. ↑ 1 2 Fernie, JD The Period–Luminosity Relation: A Historical Review  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  : journal  . - 1969. - prosinec ( roč. 81 , č. 483 ). — S. 707 . - doi : 10.1086/128847 . - .
  12. ↑ Baade, W. The Period-Luminosity Relation of the Cepheids  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  : journal  . - 1956. - Sv. 68 , č. 400 _ — str. 5 . - doi : 10.1086/126870 . - .
  13. ↑ Sesar, Branimir; Fouesneau, Morgan; Price-Whelan, Adrian M.; Bailer-Jones, Coryn AL; Gould, Andy; Rix, Hans-Walter. A Probabilistic Approach to Fitting Period-Luminosity Relations and validing Gaia Parallaxes  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2017. - Sv. 838 , č.p. 2 . — S. 107 . doi : 10.3847 /1538-4357/aa643b . — .
  14. ↑ Hertzsprung, Ejnar. Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus  (německy)  // Astronomische Nachrichten  : magazin. - Wiley-VCH , 1913. - Bd. 196 . — S. 201 . - .
  15. ↑ 1 2 3 Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E.; Feast, Michael W.; Barnes, Thomas G.; Harrison, Thomas E.; Patterson, Richard J.; Menzies, John W.; Bean, Jacob L.; Freedman, Wendy L. Hubbleův vesmírný teleskop Jemné navádění senzorové paralaxy proměnných hvězd galaktických cefeid: Vztahy mezi periodou a svítivostí  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Sv. 133 , č. 4 . - str. 1810 . - doi : 10.1086/511980 . - . — arXiv : astro-ph/0612465 .
  16. ↑ Kervella, P.; Merand, A.; Szabados, L.; Fouque, P.; Bersier, D.; Pompeje, E.; Perrin, G. The long-period Galactic Cepheid RS Puppis  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2008. - Sv. 480 . - str. 167 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078961 . - . - arXiv : 0802.1501 .
  17. ↑ Bond, H.E.; Sparks, WB O určování geometrické vzdálenosti k Cepheid RS Puppis od jejích světelných ozvěn  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2009. - Sv. 495 , č.p. 2 . — S. 371 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810280 . - . - arXiv : 0811.2943 .
  18. ↑ Benedict, G. Fritz; McArthur, B.E.; Fredrick, LW; Harrison, T. E.; Slesnick, C. L.; Rhee, J.; Patterson, RJ; Skrutskie, M.F.; Franz, OG; Wasserman, LH; Jefferys, W. H.; Nelan, E.; Van Altena, W.; Shelus, PJ; Hemenway, P.D.; Duncombe, R. L.; Příběh, D.; Whipple, A. L.; Bradley, AJ Astrometry with the Hubble Space Telescope: Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Sv. 124 , č. 3 . - str. 1695 . - doi : 10.1086/342014 . - . - arXiv : astro-ph/0206214 .
  19. ↑ Majaess, Daniel; Turner, David; Moni Bidin, křesťan; Mauro, Francesco; Geisler, Douglas; Gieren, Wolfgang; Minnity, Dante; Chené, André-Nicolas; Lucas, Filip; Borisová, Jura; Kurtev, Radostn; Děkany, Ištván; Saito, Roberto K. Nové důkazy podporující členství pro TW Nor v Lyngå 6 a Kentaurus Spiral Arm  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Sv. 741 , č.p. 2 . — P.L27 . - doi : 10.1088/2041-8205/741/2/L27 . - . - arXiv : 1110.0830 .
  20. ↑ Pigott, Edward. Pozorování nové proměnné hvězdy  (anglicky)  // Philosophical Transactions of the Royal Society  : journal. - 1785. - Sv. 75 . - str. 127-136 . - doi : 10.1098/rstl.1785.0007 . - .
  21. ↑ Goodricke, John. Série pozorování a objev období změny světla hvězdy označené δ Bayerem v blízkosti hlavy Cephea. V dopise od Johna Goodricka, Esq. to Nevil Maskelyne, DDFRS and Astronomer Royal  (anglicky)  // Philosophical Transactions of the Royal Society of London  : journal. - 1786. - Sv. 76 . - str. 48-61 . - doi : 10.1098/rstl.1786.0002 . - .
  22. ↑ Turner, David G. The Progenitors of Classical Cepheid Variables // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. - 1996. - T. 90 . - S. 82 . — .
  23. ↑ Turner, David G. Kalibrace PL pro cefeidy Mléčné dráhy a její důsledky pro stupnici vzdáleností  //  Astrofyzika a vesmírná věda : deník. - 2010. - Sv. 326 , č.p. 2 . - str. 219-231 . - doi : 10.1007/s10509-009-0258-5 . - . - arXiv : 0912.4864 .
  24. ↑ Rodgers, A.W. Variace poloměru a typ populace proměnných cefeid  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1957. - Sv. 117 . - str. 85-94 . - doi : 10.1093/mnras/117.1.85 . - .
  25. ↑ "1912: Henrietta Leavittová objevuje klíč vzdálenosti." Každodenní kosmologie. Np, n. d. Web. 20. října 2014. 1912: Henrietta Leavittová objevuje klíč vzdálenosti | Každodenní kosmologie (odkaz není k dispozici) . Získáno 5. října 2016. Archivováno z originálu 4. června 2014. 
  26. ↑ Ventrudo, Brian Mile Markers to the Galaxies (odkaz není k dispozici) . Jednominutový astronom (19. listopadu 2009). Získáno 24. září 2019. Archivováno z originálu 12. března 2015. 
  27. ↑ Singh, Simon Velký třesk: Původ vesmíru . — Harper trvalka, 2005. - ISBN 978-0-00-715252-0 .
  28. ↑ Johnson, George. Hvězdy slečny Leavittové: Nevyřčený příběh ženy, která objevila, jak měřit vesmír  (anglicky) . — 1. - New York: Norton, 2005. - ISBN 978-0-393-05128-5 .
  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie