Wykorzystanie cefeid jako estymatorów odległości

Wyznaczanie odległości do obiektów astronomicznych jest trudnym i jednym z najpoważniejszych wyzwań astronomów. W przeciągu lat znaleziono kilka różnych estymatorów odległości. Jeden z nich jest związany z pewnymi charakterystycznymi gwiazdami zmiennymi - cefeidami.

Cefeidy są rzadkimi i bardzo jasnymi gwiazdami posiadającymi regularne zmiany blasku. Swoją nazwę zawdzięczają gwieździe delta-Cephei w konstelacji Cefeusza, która była pierwszą odkrytyą gwiazdą zmienną tego typu. Obiekt ten można bez trudu dostrzec gołym okiem.

Rysunek 5: Henrietta Leavit
Poglądy astronomów odnośnie jasności i zmienności gwiazd zrewolucjonizowała praca Henrietty Swan Leavitt (1868 – 1921). Podczas pracy w Obserwatorium Harvard College, Leavitt precyzyjnie wykalibrowała jasności fotograficzne dla 47 gwiazd celem otrzymania standardów referencyjnych (tzw. „świec" standardowych) dla wszystkich innych gwiazd. Leavitt odkryła i skatalogowała ponad 1500 gwiazd zmiennych w pobliskich obłokach Magellana. Na podstawie tych katalogów odkryła, że jaśniejsze cefeidy posiadają dłuższe okresy zmienności, fakt ten wykorzystujemy do kalibracji skali odległości we Wszechświecie. (Dzięki uprzejmości AAVSO).


W 1912 r. astronom - Henrietta Leavitt (jej portret patrz rys. 5.) zaobserwowała 20 gwiazd zmiennych - cefeid w Małym Obłoku Magellana. Małe różnice w odległości do poszczególnych gwiazd w Obłoku są zaniedbywalnie małe w porównaniu z dużą odległością do niego samego. Jaśniejsze gwiazdy należące do tej grupy są rzeczywiście fizycznie jaśniejsze, ponieważ wszystkie leżą w podobnej odległości od obserwatora. Leavitt odkryła relację pomiędzy jasnością rzeczywistą, a okresem pulsacji cefeid. Pokazała, że jaśniejsze cefeidy mają dłuższe okresy zmienności. Na podstawie pomiaru okresu zmian blasku jakiejkolwiek z tych gwiazd można wyciągnąć wnioski, co do jej rzeczywistej jasność i dalej, poprzez pomiar jej widomej (obserwowanej) jasności wyznaczyć jej odległość. Cefeidy mogą więc być użyte jako „świece standardowe", pomocne, bądź do wyznaczenia odległości do nich samych, bądź do kalibracji (wyznaczania punktu zerowego) innych estymatorów odległości. Cechą, która wyróżnia cefeidy wśród innych gwiazd zmiennych jest ich charakterystyczna krzywa zmian blasku (patrz rys. 6.).

Rysunek 6: Typowa krzywa zmian blasku cefeidy
Krzywa zmian blasku cefeidy ma charakterystyczny kształt, osiąga ona gwałtownie swoje maksimum po czym dość łagodnie opada. Amplituda tych zmian wynosi przeciętnie 1-2 magnitudo.

Najdokładniejsze pomiary zarówno prędkości, jak i odległości uzyskuje się dla obiektów położonych w pobliżu Drogi Mlecznej. W epoce przed Teleskopem Kosmicznym Hubble'a, obserwacje naziemne pozwalały na wykrywanie cefeid jedynie w galaktykach znajdujących się w odległościach nie większych niż 3.5 megaparseki od Słońca (definicję megaparseka znajdziecie w Przyborniku astronomicznym). Pamiętać jednak należy, że istnieje jeszcze inny efekt, który może mieć duży wpływ na prędkość obiektu. Galaktyki przyciągają się grawitacyjnie, to wprowadza niejednorodny przyczynek do ich ruchu, którego jednorodna składowa wynika z rozszerzania się Wszechświata.

Niejednorodna część prędkości nosi nazwę prędkości swoistej. W naszej lokalnej części Kosmosu jej wartość jest porównywalna z prędkością rozszerzania się Wszechświata. W celu zbadania ogólnego tempa ekspansji, konieczne jest przeprowadzenie pomiarów dla bardziej odległych galaktyk, dla których prędkość wynikająca z ekspansji jest znacząco większa od prędkości swoistej. Przy użyciu Teleskopu Hubble'a udało się dokonać pomiarów dla cefeid znajdujących się w galaktykach odległych aż o 20 megaparseków.

Przed pomiarami Hubble'a astronomowie szacowali wiek Wszechświata na 10 do 20 miliardów lat. Teraz wszyscy zgadzają się co do tego, że liczy on od 12 do 14 miliardów lat.

Jednym z kluczowych projektów zrealizowanych przez Teleskop Kosmiczny było bardzo dokładne wyznaczenie stałej Hubble'a i wieku Wszechświata. Monitorowano osiemnaście galaktyk rozlokowanych w różnych odległościach od Drogi Mlecznej w poszukiwaniu cefeid. Jedną z badanych galaktyk była M100.

Rysunek 7: Galaktyka spiralna M100
Gdybyśmy przeprowadzili obserwacje Naszej Galaktyki z pokładu statku kosmicznego umieszczonego ponad nią, ujrzelibyśmy podobny obraz do galaktyki spiralnej M100.

Galaktyki spiralne są bogate w gaz i pył. Gaz jest widoczny na tym obrazku w postaci ciemnych pasków umieszczonych pomiędzy ramionami spiralnymi.

M100 jest obiektem często obserwowanym przez miłośników astronomii. Galaktykę tę można dostrzec na wiosennym niebie w gwiazdozbiorze nazywanym Warkoczem Bereniki (Coma Berenices). Zdjęcie wykonano za pomocą szerokokątnej i planetarnej kamery (ang. Wide Field and Planetary Camera 2). Niebieskie kolory odpowiadają rejonom, gdzie występują młode, gorące gwiazdy.