Cepheïde

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Ga naar: navigatie, zoeken
De lichtkromme van Delta Cephei.

Cepheïden zijn pulserende veranderlijke sterren die genoemd zijn naar hun prototype, de ster Delta Cephei. Voor deze sterren is een exacte relatie tussen de periode (frequentie) van de intensiteitsverandering en de absolute helderheid ontdekt door Henrietta Leavitt (de periode-lichtkrachtrelatie). De periode van een Cepheïde ligt tussen 1 dag en enkele maanden, bij Delta Cephei is dat 5,366 dagen. De magnitude van Delta Cephei wisselt tussen 3,6 en 4,3, het spectraaltype varieert dan van F5 tot G2. De bekendste Cepheïde is Polaris. De eerst bekende Cepheïde is Eta Aquilae waarvan de variabiliteit ontdekt werd op 10 september 1784 door Edward Pigott.

Er bestaan twee verschillende soorten Cepheïden met elk een andere relatie tussen periode en absolute lichtkracht, zoals in 1952 aangekondigd door Walter Baade: de klassieke Cepheïden (behorende tot Populatie I), en de Type II Cepheïden. Type II Cepheïden zijn variabele sterren met een periode tussen 1 en 50 dagen. Ze behoren tot Populatie II, en zijn dus oude, metaalarme sterren met een lage massa. Ze worden ingedeeld in verschillende subgroepen volgens hun periode. Sterren met periode tussen 1 en 4 dagen zijn BL Hercules sterren, die met een periode tussen 10 en 20 dagen zijn W Viriginis sterren, en die met een periode groter dan 20 dagen worden RV Tauri sterren genoemd.

De volgende relatie tussen de periode van een Population I Cepheïde P en zijn gemiddelde absolute magnitude M_v is verkregen uit trigonometrische parallaxen voor 10 nabije Cepheïden met de Hubble Space Telescope:

 M_v = -2.43\pm0.12 (\log_{10}(P) - 1) - (4.05 \pm 0.02) \,

met P gemeten in dagen. [1][2]

Door vergelijking met de schijnbare helderheid (magnitude) kan er daardoor een precieze afstand van de aarde tot de Cepheïde worden bepaald. Omdat Cepheïden ook in andere sterrenstelsels waargenomen worden kunnen ze daardoor worden gebruikt om de Hubbleconstante te bepalen en daarmee de leeftijd van het heelal.

De locatie van Cepheïden in het Hertzsprung-Russelldiagram.

In het Hertzsprung-Russelldiagram bevinden Cepheïden zich in de zogenaamde instabiliteitsstrip, samen met een aantal andere soorten variabele sterren.

Cepheïden moeten niet verward worden met Beta Cephei-veranderlijken, vroeg type sterren met korte periode en kleine amplitude.

Bronnen, noten en/of referenties
  1. Benedict, G. Fritz; McArthur, B. E.; Fredrick, L. W.; Harrison, T. E.; Slesnick, C. L.; Rhee, J.; Patterson, R. J.; Skrutskie, M. F.; Franz, O. G.; Wasserman, L. H.; Jefferys, W. H.; Nelan, E.; van Altena, W.; Shelus, P. J.; Hemenway, P. D.; Duncombe, R. L.; Story, D.; Whipple, A. L.; Bradley, A. J. (2002). Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei, AJ
  2. 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). Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations, AJ