stringtranslate.com

Зависимость периода от светимости

Соотношение период-светимость для классических переменных цефеид . [1]

В астрономии соотношение период-светимость — это соотношение, связывающее светимость пульсирующих переменных звезд с периодом их пульсации. Наиболее известным соотношением является закон прямой пропорциональности, справедливый для классических переменных цефеид , иногда называемый законом Ливитта . [2] [3] [4] Открытое в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт , соотношение установило цефеиды как основополагающие индикаторы космических эталонов для масштабирования галактических и внегалактических расстояний . [5] [6] [7] [8] [9] [10] Физическая модель, объясняющая закон Ливитта для классических цефеид, называется каппа-механизмом .

История

График из статьи Ливитта 1912 года. Горизонтальная ось — логарифм периода соответствующей цефеиды, а вертикальная ось — ее видимая величина . Нарисованные линии соответствуют минимальной и максимальной яркости звезд. [11] [12]

Ливитт, выпускница колледжа Рэдклифф , работала в обсерватории Гарвардского колледжа в качестве « компьютера », которому было поручено изучать фотографические пластинки для измерения и каталогизации яркости звезд. Директор обсерватории Эдвард Чарльз Пикеринг поручил Ливитт изучение переменных звезд Малого и Большого Магеллановых Облаков , записанных на фотографических пластинках, сделанных с помощью астрографа Брюса станции Бойдена Гарвардской обсерватории в Арекипе , Перу . Она идентифицировала 1777 переменных звезд, из которых 47 классифицировала как цефеиды. В 1908 году она опубликовала свои результаты в Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College , отметив, что более яркие переменные имели более длительный период. [13] Основываясь на этой работе, Ливитт внимательно рассмотрел связь между периодами и яркостью выборки из 25 переменных цефеид в Малом Магеллановом Облаке, опубликованной в 1912 году. [11] Эта статья была передана и подписана Эдвардом Пикерингом, но первое предложение указывает на то, что она была «подготовлена ​​мисс Ливитт».

В статье 1912 года Ливитт построила график зависимости звездной величины от логарифма периода и определила, что, по ее собственным словам,

Прямую линию можно легко провести между каждой из двух серий точек, соответствующих максимумам и минимумам, тем самым показывая, что существует простая связь между яркостью переменных цефеид и их периодами. [11]

Используя упрощающее предположение, что все цефеиды в пределах Малого Магелланова Облака находятся примерно на одном и том же расстоянии, видимая величина каждой звезды эквивалентна ее абсолютной величине, смещенной на фиксированную величину, зависящую от этого расстояния. Это рассуждение позволило Ливитту установить, что логарифм периода линейно связан с логарифмом средней собственной оптической светимости звезды (которая представляет собой количество мощности, излучаемой звездой в видимом спектре ). [14]

В то время в этой яркости был неизвестный масштабный фактор, поскольку расстояния до Магеллановых Облаков были неизвестны. Ливитт выразила надежду, что параллаксы некоторых цефеид будут измерены; через год после того, как она сообщила о своих результатах, Эйнар Герцшпрунг определил расстояния до нескольких цефеид в Млечном Пути и что с помощью этой калибровки расстояние до любой цефеиды затем может быть определено. [14]

Это соотношение использовал Харлоу Шепли в 1918 году для исследования расстояний шаровых скоплений и абсолютных величин переменных скоплений, обнаруженных в них. В то время едва ли было отмечено, что в соотношениях, обнаруженных для нескольких типов пульсирующих переменных, известных как цефеиды, имелось расхождение. Это расхождение было подтверждено исследованием Эдвина Хаббла в 1931 году шаровых скоплений вокруг галактики Андромеды . Решение было найдено только в 1950-х годах, когда было показано, что цефеиды популяции II систематически слабее цефеид популяции I. Переменные скопления ( переменные типа RR Лиры ) были еще слабее. [15]

Отношения

Соотношения период-светимость известны для нескольких типов пульсирующих переменных звезд : цефеиды типа I, цефеиды типа II, переменные типа RR Лиры, переменные типа Миры и другие долгопериодические переменные звезды . [16]

Классические цефеиды

Соотношение период-светимость цефеид

Соотношение период-светимость классических цефеид калибровалось многими астрономами на протяжении двадцатого века, начиная с Герцшпрунга . [17] Калибровка соотношения период-светимость была проблематичной; однако, надежная галактическая калибровка была установлена ​​Бенедиктом и др. в 2007 году с использованием точных параллаксов HST для 10 близлежащих классических цефеид. [18] Кроме того, в 2008 году астрономы ESO оценили с точностью в пределах 1% расстояние до цефеиды RS Puppis , используя световые эхо от туманности, в которую она встроена. [19] Однако это последнее открытие активно обсуждалось в литературе. [20]

Следующая связь между периодом P цефеид популяции I и их средней абсолютной величиной M v была установлена ​​с помощью тригонометрических параллаксов космического телескопа Хаббл для 10 соседних цефеид:

где P измеряется в днях. [21] [18] Следующие соотношения также можно использовать для расчета расстояния до классических цефеид .

Влияние

Фазовая кривая блеска переменной звезды Дельта Цефеи.

Классические цефеиды (также известные как цефеиды популяции I, цефеиды типа I или переменные дельта-цефеиды) испытывают пульсации с очень регулярными периодами порядка дней или месяцев. Переменные цефеиды были открыты в 1784 году Эдвардом Пиготтом , сначала по переменности Эта Орла , [22] и несколько месяцев спустя Джоном Гудриком по переменности Дельта Цефея , одноименной звезды для классических цефеид. [23] Большинство цефеид были идентифицированы по отличительной форме кривой блеска с быстрым увеличением яркости и резким оборотом.

Классические цефеиды в 4–20 раз массивнее Солнца [24] и до 100 000 раз ярче. [25] Эти цефеиды — желтые яркие гиганты и сверхгиганты спектрального класса F6 – K2, и их радиусы изменяются примерно на 10% в течение цикла пульсации. [26]

Работа Ливитт над цефеидами в Магеллановых Облаках привела ее к открытию связи между светимостью и периодом цефеид . Ее открытие предоставило астрономам первую « стандартную свечу », с помощью которой можно было измерить расстояние до далеких галактик . Цефеиды вскоре были обнаружены в других галактиках, таких как Андромеда (в частности, Эдвином Хабблом в 1923–24 годах), и они стали важной частью доказательств того, что «спиральные туманности» являются независимыми галактиками, расположенными далеко за пределами Млечного Пути . Открытие Ливитт послужило основой для фундаментального сдвига в космологии, поскольку оно побудило Харлоу Шепли переместить Солнце из центра галактики в « Великом споре », а Хаббла — переместить галактику Млечный Путь из центра Вселенной. С учетом того, что соотношение период-светимость предоставило способ точного измерения расстояний в межгалактическом масштабе, началась новая эра в современной астрономии с пониманием структуры и масштаба Вселенной. [27] Открытие расширяющейся Вселенной Жоржем Леметром и Хабблом стало возможным благодаря новаторским исследованиям Ливитт. Хаббл часто говорил, что Ливитт заслужила Нобелевскую премию за свою работу, [28] и действительно, она была номинирована членом Шведской академии наук в 1924 году, хотя, поскольку она умерла от рака тремя годами ранее, она не имела на это права. [29] [30] (Нобелевская премия не присуждается посмертно.)

Ссылки

  1. ^ Storm, J.; Gieren, W.; Fouqué, P.; Barnes, TG; Pietrzyński, G.; Nardetto, N.; Weber, M.; Granzer, T.; Strassmeier, KG (октябрь 2011 г.). "Калибровка соотношения период-светимость цефеид с помощью метода инфракрасной поверхностной яркости: I. Фактор p , соотношения Млечного Пути и универсальное соотношение K -диапазона". Astronomy & Astrophysics . 534 . EDP Sciences: A94. arXiv : 1109.2017 . Bibcode :2011A&A...534A..94S. doi :10.1051/0004-6361/201117155. S2CID  96456751.
  2. ^ Джонсон, Кирк (27 марта 2024 г.). «Больше не упускали из виду: Генриетта Ливитт, которая раскрыла тайны звезд — Портрет, возникший в результате ее открытия, названный законом Ливитт, показал, что Вселенная в сотни раз больше, чем представляли себе астрономы». The New York Times . Архивировано из оригинала 27 марта 2024 г. . Получено 28 марта 2024 г.
  3. ^ «Столетие цефеид: два астронома с разницей в сто лет используют звезды для измерения Вселенной» (пресс-релиз). Sloan Digital Sky Survey. 9 января 2018 г. Получено 23 сентября 2019 г.
  4. ^ "Society Resolutions". Американское астрономическое общество. 8 марта 2021 г. Архивировано из оригинала 8 марта 2021 г.
  5. ^ Удальский, А.; Сошинский И.; Шимански, М.; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Возняк, П.; Зебрун, К. (1999). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Цефеиды в Магеллановом облаке. IV. Каталог цефеид из Большого Магелланова облака». Акта Астрономика . 49 : 223–317. arXiv : astro-ph/9908317 . Бибкод : 1999AcA....49..223U.
  6. ^ Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, MK; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2008). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. I. Классические цефеиды в Большом Магеллановом Облаке". Acta Astronomica . 58 : 163. arXiv : 0808.2210 . Bibcode : 2008AcA....58..163S.
  7. ^ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Jr., Robert C.; Ford, Holland C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun MG; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B. (2001). "Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant". The Astrophysical Journal . 553 (1): 47–72. arXiv : astro-ph/0012376 . Bibcode : 2001ApJ...553...47F. doi : 10.1086/320638. S2CID  119097691.
  8. ^ Тамманн, GA; Сэндидж, A.; Рейндл, B. (2008). «Поле расширения: значение H 0». The Astronomy and Astrophysics Review . 15 (4): 289–331. arXiv : 0806.3018 . Bibcode :2008A&ARv..15..289T. doi :10.1007/s00159-008-0012-y. S2CID  18463474.
  9. ^ Majaess, DJ; Turner, DG; Lane, DJ (2009). «Характеристики Галактики по цефеидам». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 398 (1): 263–270. arXiv : 0903.4206 . Bibcode : 2009MNRAS.398..263M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . S2CID  14316644.
  10. ^ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). «Константа Хаббла». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 : 673–710. arXiv : 1004.1856 . Bibcode : 2010ARA&A..48..673F. doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829. S2CID  119263173.
  11. ^ abc Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (1912). «Периоды 25 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке». Harvard College Observatory Circular . 173 : 1–3. Bibcode :1912HarCi.173....1L.
  12. ↑ Керри Малатеста (16 июля 2010 г.). «Дельта Цефея». Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд.
  13. ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). «1777 переменных в Магеллановых Облаках». Анналы Гарвардской обсерватории . 60 : 87–108. Bibcode :1907AnHar..60...87L.
  14. ^ ab Fernie, JD (декабрь 1969 г.). "Соотношение период–светимость: исторический обзор". Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 81 (483): 707. Bibcode :1969PASP...81..707F. doi : 10.1086/128847 .
  15. ^ Бааде, В. (1956). "Зависимость периода от светимости цефеид". Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 68 (400): 5. Bibcode :1956PASP...68....5B. doi : 10.1086/126870 .
  16. ^ Сесар, Бранимир; Фуэно, Морган; Прайс-Уилан, Адриан М.; Бейлер-Джонс, Корин АЛ; Гулд, Энди; Рикс, Ханс-Вальтер (2017). «Вероятностный подход к подгонке соотношений период–светимость и проверка параллаксов Гайи». The Astrophysical Journal . 838 (2): 107. arXiv : 1611.07035 . Bibcode :2017ApJ...838..107S. doi : 10.3847/1538-4357/aa643b .
  17. ^ Герцшпрунг, Эйнар (1913). «Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus». Астрономические Нахрихтен . 196 : 201. Бибкод : 1913AN....196..201H.
  18. ^ ab 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. (2007). "Параллаксы датчика точного наведения космического телескопа Хаббл переменных звезд галактических цефеид: соотношения период-светимость". The Astronomical Journal . 133 (4): 1810. arXiv : astro-ph/0612465 . Bibcode : 2007AJ....133.1810B. doi : 10.1086/511980.
  19. ^ Кервелла, П.; Меран, А.; Сабадос, Л.; Фуке, П.; Берсье, Д.; Помпеи, Э.; Перрен, Г. (2008). «Долгопериодическая галактическая цефеида RS Корма». Астрономия и астрофизика . 480 (1): 167. arXiv : 0802.1501 . Бибкод : 2008A&A...480..167K. дои : 10.1051/0004-6361: 20078961. S2CID  14865683.
  20. ^ Бонд, Х. Э.; Спаркс, У. Б. (2009). «О геометрическом определении расстояния до цефеиды RS Кормы по ее световым эхам». Астрономия и астрофизика . 495 (2): 371. arXiv : 0811.2943 . Bibcode : 2009A&A...495..371B. doi : 10.1051/0004-6361:200810280.
  21. ^ Бенедикт, Г. Фриц; МакАртур, BE; Фредрик, LW; Харрисон, TE; Слесник, CL; Ри, J.; Паттерсон, RJ; Скрутски, MF; Франц, OG; Вассерман, LH; Джефферис, WH; Нелан, E.; Ван Альтена, W.; Шелус, PJ; Хеменуэй, PD; Данкомб, RL; Стори, D.; Уиппл, AL; Брэдли, AJ (2002). "Астрометрия с космическим телескопом Хаббла: параллакс фундаментального калибратора расстояний δ Цефея". The Astronomical Journal . 124 (3): 1695. arXiv : astro-ph/0206214 . Bibcode : 2002AJ....124.1695B. дои : 10.1086/342014. S2CID  42655824.
  22. ^ Пиготт, Эдвард (1785). «Наблюдения новой переменной звезды». Philosophical Transactions of the Royal Society . 75 : 127–136. Bibcode :1785RSPT...75..127P. doi :10.1098/rstl.1785.0007. S2CID  186212958.
  23. ^ Гудрик, Джон (1786). «Серия наблюдений и открытие периода изменения света звезды, обозначенной δ Байером, около головы Цефея. В письме Джона Гудрик, эсквайра, Невилу Маскелайну, доктору наук и королевскому астроному». Философские труды Лондонского королевского общества . 76 : 48–61. Bibcode : 1786RSPT...76...48G. doi : 10.1098/rstl.1786.0002 .
  24. ^ Тернер, Дэвид Г. (1996). «Прародители классических переменных цефеид». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 90 : 82. Bibcode : 1996JRASC..90...82T.
  25. ^ Тернер, Дэвид Г. (2010). «Калибровка PL для цефеид Млечного Пути и ее влияние на шкалу расстояний». Астрофизика и космическая наука . 326 (2): 219–231. arXiv : 0912.4864 . Bibcode : 2010Ap&SS.326..219T. doi : 10.1007/s10509-009-0258-5. S2CID  119264970.
  26. ^ Роджерс, AW (1957). «Изменение радиуса и тип популяции переменных цефеид». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 117 : 85–94. Bibcode :1957MNRAS.117...85R. doi : 10.1093/mnras/117.1.85 .
  27. ^ "1912: Генриетта Ливитт открывает ключ к расстоянию". Everyday Cosmology. Np, nd Web. 20 октября 2014 г. "1912: Генриетта Ливитт открывает ключ к расстоянию | Everyday Cosmology". Архивировано из оригинала 2014-06-04 . Получено 2016-10-05 .
  28. ^ Вентрудо, Брайан (19 ноября 2009 г.). «Mile Markers to the Galaxies». One-Minute Astronomer . Архивировано из оригинала 12 марта 2015 г. Получено 24 сентября 2019 г.
  29. ^ Сингх, Саймон (2005). Большой взрыв: происхождение Вселенной . Harper Perennial. Bibcode :2004biba.book.....S. ISBN 978-0-00-715252-0.
  30. ^ Джонсон, Джордж (2005). Звезды мисс Ливитт: Нерассказанная история женщины, которая открыла, как измерить Вселенную (1-е изд.). Нью-Йорк: Norton. ISBN 978-0-393-05128-5.