Cepheïde
Cepheïden zijn een soort zeer lichtgevende veranderlijke sterren. Er bestaat een sterk direct verband tussen de helderheid van een cepheïde en de pulsatieperiode. Dit maakt cepheïden tot belangrijke standaardkaarsen voor de galactische en extragalactische afstandsschalen.
Cepheïden zijn onderverdeeld in verschillende subklassen die duidelijk verschillende massa's, ouderdommen en evolutionaire geschiedenissen vertonen:
- Klassieke cepheïden
- Type II Cepheïden
- Anomale cepheïden
- Dwergcypheïden
De eerste bekende cepheïde was Delta Cephei in het sterrenbeeld Cepheus, gevonden door John Goodricke in 1784. Delta Cephei is van groot belang omdat zijn afstand zeer goed bekend is, mede dankzij het feit dat hij in een sterrenhoop staat, en de nauwkeurige parallaxen van de Hubble-ruimtetelescoop/Hipparcos.
Klassen
Klassieke cepheïden
Klassieke cepheïden (ook bekend als Populatie I cepheïden, Type I cepheïden, of Delta Cephei variabelen) pulseren met zeer regelmatige perioden van de orde van dagen tot maanden. Klassieke cepheïden zijn populatie I jonge veranderlijke sterren die 4-20 keer zo massief zijn als de zon, en tot 100.000 keer zo helder. Cepheïden zijn gele superreuzen van spectraalklasse F6 - K2. Wanneer zij pulseren, veranderen hun stralen met ~25%. Voor de langere periode I Carinae betekent dit miljoenen kilometers voor een pulsatiecyclus.
Type II Cepheïden
Type II cepheïden (ook wel Populatie II cepheïden genoemd) zijn populatie II variabele sterren die pulseren met perioden tussen 1 en 50 dagen. Type II cepheïden zijn meestal metaalarme, oude (~10 giga jaar), objecten met een lage massa (~ de helft van de massa van de zon). Type II cepheïden worden naar periode in verschillende subgroepen onderverdeeld.
Type II cepheïden worden gebruikt om de afstand tot het galactisch centrum van de Melkweg, bolvormige sterrenhopen en melkwegstelsels vast te stellen.
Anomale cepheïden
Een groep pulserende sterren op de instabiliteitsstrook hebben perioden van minder dan 2 dagen, vergelijkbaar met RR Lyrae-variabelen, maar met hogere helderheden. Anomale cepheïden hebben massa's die hoger zijn dan die van type II cepheïden, RR Lyrae variabelen en onze zon. Het is onduidelijk of het jonge sterren zijn op een "teruggedraaide" horizontale tak, blauwe achterblijvers die door massaoverdracht in binaire systemen zijn ontstaan, of een mengeling van beide.
Cepheïden met dubbele modus
Bij een klein aantal cepheïden is waargenomen dat zij in twee toestanden tegelijk pulseren, meestal de grondtoon en de eerste boventoon, soms de tweede boventoon. Een zeer klein aantal pulseert in drie toestanden, of een ongebruikelijke combinatie van toestanden met hogere boventonen.
Vragen en antwoorden
V: Wat zijn cepheïden?
A: Cepheïden zijn een soort zeer heldere variabele sterren.
V: Wat is het verband tussen de helderheid van een cepheïde en zijn pulsatieperiode?
A: Er is een sterk direct verband tussen de helderheid van een cepheïde en zijn pulsatieperiode.
V: Waarom zijn cepheïden belangrijke standaardkaarsen voor de galactische en extragalactische afstandsschalen?
A: Cepheïden zijn belangrijke standaardkaarsen voor de galactische en extragalactische afstandsschalen vanwege hun relatie tussen helderheid en pulsatieperiode.
V: In welke subklassen worden cepheïden onderverdeeld?
A: Cepheïden worden onderverdeeld in klassieke cepheïden, type II-cepheïden, abnormale cepheïden en dwergcepheïden.
V: Wie ontdekte de eerste bekende cepheïde?
A: John Goodricke ontdekte de eerste bekende cepheïde, Delta Cephei, in het sterrenbeeld Cepheus in 1784.
V: Waarom is Delta Cephei van groot belang?
A: Delta Cephei is van groot belang omdat zijn afstand zeer goed bekend is, mede dankzij zijn ligging in een sterrenhoop en de nauwkeurige parallaxen van de Hubble Space Telescope/Hipparcos.
V: Hoe kan de uitdijingssnelheid van het heelal worden gemeten?
A: Cepheïden zijn een van de twee manieren waarop de uitdijingssnelheid van het heelal kan worden gemeten.
