Kozmoloji - Sefeid Değişkenleri

Çok uzun bir süre boyunca kimse galaksilerin Samanyolu'nun dışında var olduğunu düşünmedi. 1924'te Edwin HubbleCepheid’sAndromeda Bulutsusu'nda yer aldı ve mesafelerini tahmin etti. Bu "Sarmal Bulutsuların" aslında başka galaksiler olduğu ve Samanyolu'nun bir parçası olmadığı sonucuna vardı. Bu nedenle M31'in (Andromeda Galaksisi) bir Ada Evren olduğunu tespit etti. Bu doğumduExtragalactic Astronomy.

Cepheid'in gösterisi periodic dip in their brightness. Gözlemler, titreşim periyodu adı verilen ardışık düşüşler arasındaki sürenin parlaklık ile ilgili olduğunu göstermektedir. Böylece mesafe göstergesi olarak kullanılabilirler. Güneş gibi ana dizi yıldızları Hidrostatik Denge içindedir ve çekirdeklerinde hidrojeni yakarlar. Hidrojen tamamen yandıktan sonra yıldızlar Kızıl Dev aşamasına geçer ve dengelerini yeniden kazanmaya çalışır.

Cepheid Yıldızları, Ana Dizi yıldızlarından Kırmızı Devlere geçiş yapan Ana Dizi yıldızlarıdır.

Sefeidlerin Sınıflandırılması

Bu titreşimli değişken yıldızların 3 geniş sınıfı vardır -

• Type-I Cepheids (veya Klasik Sefeidler) - 30-100 günlük dönem.

• Type-II Cepheids (veya W Virginis Stars) - 1-50 günlük süre.

• RR Lyrae Stars - 0.1-1 günlük dönem.

O zamanlar Hubble, bu değişken yıldız sınıflandırmasının farkında değildi. Bu nedenle, evrenimizin daha düşük bir yaşını tahmin ettiği Hubble sabitinin fazla tahmin edilmesinin nedeni budur. Dolayısıyla, durgunluk hızı da fazla tahmin edildi. Cepheid'lerde, yeni denge elde edilene kadar, rahatsızlıklar yıldızın merkezinden radyal olarak dışa doğru yayılır.

Parlaklık ve Titreşim Süresi Arasındaki İlişki

Şimdi, daha yüksek titreşim periyodunun daha fazla parlaklık anlamına geldiği gerçeğinin fiziksel temelini anlamaya çalışalım. L parlaklığı ve M kütlesi olan bir yıldız düşünün.

Biliyoruz ki -

$$ L \ propto M ^ \ alpha $$

düşük kütleli yıldızlar için α = 3 ila 4.

İtibaren Stefan Boltzmann Law, bunu biliyoruz -

$$ L \ propto R ^ 2 T ^ 4 $$

Eğer R yarıçap ve $ c_s $ ses hızıdır, ardından titreşim süresi P şu şekilde yazılabilir -

$$ P = R / c_s $$

Ancak sesin herhangi bir ortamdaki hızı, sıcaklık cinsinden şu şekilde ifade edilebilir:

$$ c_s = \ sqrt {\ frac {\ gamma P} {\ rho}} $$

Buraya, γ izotermal durumlar için 1'dir.

İdeal bir gaz için, P = nkT, burada k, Boltzmann Constant. Yani yazabiliriz -

$$ P = \ frac {\ rho kT} {m} $$

$ \ rho $ yoğunluktur ve m bir protonun kütlesidir.

Bu nedenle, dönem şu şekilde verilir -

$$ P \ cong \ frac {Rm ^ {\ frac {1} {2}}} {(kT) ^ {{\ frac {1} {2}}}} $$

Virial Theorem Eşit kütleli nesnelerin (yıldızlar, galaksiler gibi) kararlı, kendi kendine yerçekimi yapan, küresel dağılımı için toplam kinetik enerjinin k Nesnenin toplam yerçekimi potansiyel enerjisinin eksi yarısına eşittir uyani

$$ u = -2k $$

Bu değişken yıldızlar için virial teoremin geçerli olduğunu varsayalım. Yıldızın yüzeyinde bir protonu düşünürsek, virial teoremden şunu söyleyebiliriz -

$$ \ frac {GMm} {R} = mv ^ 2 $$

Maxwell dağıtımından,

$$ v = \ sqrt {\ frac {3kT} {2}} $$

Bu nedenle, dönem -

$$ P \ sim \ frac {RR ^ {\ frac {1} {2}}} {(GM) ^ {\ frac {1} {2}}} $$

Hangi ima

$$ P \ propto \ frac {R ^ {\ frac {3} {2}}} {M ^ {\ frac {1} {2}}} $$

Bunu biliyoruz - $ M \ propto L ^ {1 / \ alpha} $

Ayrıca $ R \ propto L ^ {1/2} $

İçin böylece β > 0, sonunda - $ P \ propto L ^ \ beta $

Hatırlanacak noktalar

• Cepheid Yıldızları, Ana Dizi yıldızlarından Kırmızı Devlere geçiş yapan Ana Dizi yıldızlarıdır.

• Cepheidler 3 tiptedir: Tip-I, Tip-II, RR-Lyrae azalan pulsasyon periyodunda.

• Cepheid'in titreşimli dönemi, parlaklığı (parlaklığı) ile doğru orantılıdır.