Κηφείδες

Οι Κηφείδες (αστέρες)(αγγλ. Cepheid variable) είναι ένα είδος μεταβλητών αστέρων που πάλλονται ακτινικά, ποικίλλουν τόσο σε διάμετρο όσο και θερμοκρασία και εμφανίζουν αλλαγές στη φωτεινότητα με μια καλά καθορισμένη σταθερή περίοδο και πλάτος. Μια ισχυρή άμεση σχέση μεταξύ της μεταβολής της φωτεινότητας και της περιόδου παλμών καθιέρωσε τους Κηφείδες ως σημαντικούς δείκτες κοσμικού σημείου αναφοράς για την κλίμακα γαλαξιακών και εξωγαλαξιακών αποστάσεων. Αυτό το ισχυρό χαρακτηριστικό των κλασικών Κηφείδων ανακαλύφθηκε το 1908 από την Ενριέττα Σ. Λίβιτ μετά από μελέτη χιλιάδων μεταβλητών αστέρων στα νέφη του Μαγγελάνου. Αυτή η ανακάλυψη, μας επιτρέπει να γνωρίζουμε την πραγματική φωτεινότητα των Κηφείδων με απλή παρατήρηση της περιόδου των παλμών τους. Ως εκ τούτου μπορούμε να καθορίσουμε την απόσταση από αυτούς τους αστέρες, συγκρίνοντας τη γνωστή φωτεινότητα σε σχέση με την παρατηρούμενη φωτεινότητα. Ο όρος Κηφείδης προέρχεται από τον δ Κηφέως στον αστερισμό του Κηφέα, που παρατηρήθηκε από τον Τζων Γκούντρικ το 1784, ο πρώτος που αναγνωρίστηκε ως τέτοιου τύπου αστέρας.

 Οι Κηφείδες χωρίζονται σε δύο υποκατηγορίες οι οποίες παρουσιάζουν σημαντικά διαφορετικές μάζες, ηλικίες και εξελικτική ιστορία: κλασικοί Κηφείδες και τύπου ΙΙ. Οι μεταβλητοί Δέλτα Scuti αστέρες είναι μια κατηγορία αστέρων πάνω ή κοντά στην κύρια ακολουθία στο κάτω άκρο της ζώνης αστάθειας (instability strip) οι οποίοι αρχικά αναφέρονταν ως νάνοι Κηφείδες. Οι μεταβλητοί αστέρες RR Λύρας έχουν σύντομες περιόδους και βρίσκονται στη ζώνη αστάθειας που διασχίζει τον οριζόντιο κλάδο (horizontal branch). Οι Δέλτα Scuti και οι RR Λύρας δεν αντιμετωπίζονται ως Κηφείδες, μολονότι οι παλμοί τους προέρχονται από τον ίδιο μηχανισμό ιονισμού του ηλίου ( μηχανισμός κ). Οι κλασικοί Κηφείδες (επίσης γνωστοί ως Πληθυσμού I Κηφείδες ή Κηφείδες τύπου I, ή Δέλτα Κηφείδες) υποβάλλονται σε παλμούς σε πολύ τακτά χρονικά διαστήματα ημερών ή μηνών. Οι κλασικοί Κηφείδες είναι Πληθυσμού I μεταβλητοί αστέρες οι οποίοι έχουν 4-20 φορές μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο, και μέχρι 100.000 φορές μεγαλύτερη φωτεινότητα. Αυτοί οι Κηφείδες είναι κίτρινοι φωτεινοί γίγαντες και υπεργίγαντες με φασματική τάξη F6 – K2 και οι ακτίνες τους μεταβάλλονται κατά εκατομμύρια χιλιόμετρα κατά τη διάρκεια ενός κύκλου παλμών.Οι κλασικοί Κηφείδες χρησιμοποιούνται ώστε να καθοριστούν οι αποστάσεις των γαλαξιών εντός της Τοπικής Ομάδας και πέρα, και ως μέσο με το οποίο μπορεί να καθοριστεί η σταθερά Hubble. Οι κλασικοί Κηφείδες έχουν επίσης χρησιμοποιηθεί για να διευκρινιστούν πολλά χαρακτηριστικά του Γαλαξία μας, όπως το ύψος του Ήλιου πάνω από το γαλαξιακό επίπεδο και οι γαλαξιακές τοπικές σπειροειδείς δομές.Μια ομάδα των κλασικών Κηφείδων με μικρά πλάτη και ημιτονοειδείς καμπύλες φωτός συχνά διαχωρίζονται ως Μικρού Πλάτους Κηφείδες ή s-Κηφείδες, πολλοί από αυτούς πάλλονται στην πρώτη «αρμονική» (overtone). Οι Κηφείδες Τύπου ΙΙ (που ονομάζονται επίσης Κηφείδες Πληθυσμού ΙΙ ) είναι μεταβλητοί αστέρες που πάλλονται με περιόδους συνήθως μεταξύ 1 και 50 ημέρες. Οι Κηφείδες τύπου ΙΙ είναι συνήθως φτωχοί σε μέταλλα (~10 Gyr) και χαμηλής μάζας αντικείμενα (~μισή μάζα του Ήλιου). Οι Κηφείδες τύπου II χωρίζονται σε διάφορες υποομάδες ανάλογα με την περίοδο τους. Αστέρες με περιόδους μεταξύ 1 και 4 ημέρες ανήκουν στον τύπο BL Her subclass, 10-20 ημέρες ανήκουν στον W Viriginis subclass, και αστέρες με περιόδους μεγαλύτερες από 20 μέρες ανήκουν στον RV Tauri subclass.Οι Κηφείδες τύπου II χρησιμοποιούνται για να καθορίσουν την απόσταση από το γαλαξιακό κέντρο , τα σφαιρικά σμήνη και τους γαλαξίες . Μια ομάδα παλλόμενων αστέρων στη ζώνη αστάθειας έχουν περιόδους μικρότερες από δύο ημέρες, παρόμοιες με τους μεταβλητούς RR Lyrae αλλά με υψηλότερες φωτεινότητες. Οι ανώμαλοι Κηφείδες έχουν μάζες υψηλότερες από τους Κηφείδες τύπου II, τους RR Lyrae και τον Ήλιο μας. Δεν είναι σαφές αν είναι νεαροί αστέρες που έχουν επιστρέψει σε οριζόντιο κλάδο (horizontal branch), ή κυανοί αποκομμένοι (blue stragglers) που σχηματίζονται μέσω μεταφοράς μαζών σε δυαδικά συστήματα ή ένα μείγμα και των δύο. Μια μικρή αναλογία των μεταβλητών Κηφείδων έχει παρατηρηθεί ότι έχουν παλμούς με δύο τρόπους ταυτόχρονα, συνήθως τον θεμελιώδη και την πρώτη αρμονική (overtone) και περιστασιακά τη δεύτερη αρμονική . Ένας πολύ μικρός αριθμός πάλλεται με τρεις τρόπους, ή ένας ασυνήθιστο συνδυασμό των τρόπων, συμπεριλαμβανομένων των υψηλότερων αρμονικών. Στις 10 Σεπτεμβρίου 1784, ο Έντουαρτντ Πίγκοτ ανίχνευσε τη μεταβλητότητα του Eta Aquilae , του πρώτου γνωστού αντιπροσώπου της κλάσης των κλασικών Κηφείδων. Ωστόσο, ο πιο γνωστός αστέρας από τους Κηφείδες είναι ο δ Κηφέως, που ανακαλύφθηκε ότι μεταβάλλεται από τον Τζων Γκούντρικ λίγους μήνες αργότερα. H σχέση μεταξύ της περιόδου και της φωτεινότητας για τους Κηφείδες ανακαλύφθηκε το 1908 από την Ενριέττα Σ. Λίβιτ σε μια έρευνα χιλιάδων μεταβλητών αστέρων στα Νέφη του Μαγγελάνου . Τη δημοσίευσε το 1912 με περαιτέρω στοιχεία. Το 1913, ο Έιναρ Χέτζσπρουνγκ προσπάθησε να βρει αποστάσεις σε 13 Κηφείδες χρησιμοποιώντας την κίνηση μέσα στον ουρανό. Ωστόσο, η έρευνά του θα έχρηζε αναθεώρησης. Το 1915, ο Χάρλοου Σάπλεϊ χρησιμοποίησε τους Κηφείδες για να θέσει αρχικούς περιορισμούς στο μέγεθος και το σχήμα του Γαλαξία και στην τοποθέτηση του Ήλιου μέσα σε αυτόν. Το 1924, ο Έντγουιν Χαμπλ καθιέρωσε την απόσταση από τους κλασικούς Κηφείδες στον γαλαξία της Ανδρομέδας , μέχρι τότε γνωστό ως Νεφέλωμα της Ανδρομέδας , και έδειξε ότι οι Κηφείδες δεν ήταν μέλη του Γαλαξία. Το εύρημα του Χαμπλ διευθέτησε το ερώτημα που τέθηκε στο « Great Debate» για το αν ο Γαλαξίας αντιπροσωπεύει ολόκληρο το Σύμπαν ή ήταν απλώς ένας από τους πολυάριθμους γαλαξίες στο Σύμπαν. Το 1929, ο Hubble και ο Μίλτον Χιούμασον διατύπωσαν αυτό που είναι τώρα γνωστό ως νόμος του Hubble, συνδυάζοντας τις αποστάσεις των Κηφείδων σε διάφορους γαλαξίες με τις μετρήσεις του Βέστο Σλάιφερ (Vesto Slipher) για την ταχύτητα με την οποία οι γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς. Ανακάλυψαν ότι το Σύμπαν διαστέλλεται (δείτε Διαστολή του Σύμπαντος ). Ωστόσο, η θεωρία περί Διαστολής του Σύμπαντος είχε υποβληθεί αρκετά χρόνια πριν από τον Ζωρζ Λεμαίτρ . Στα μέσα του 20ου αιώνα, σημαντικά προβλήματα που αφορούσαν στην κλίμακα της αστρονομικής απόστασης επιλύθηκαν όταν οι Κηφείδες ταξινομήθηκαν σε κατηγορίες με πολύ διαφορετικές ιδιότητες. Στη δεκαετία του 1940, ο Βάλτερ Μπάαντε αναγνώρισε δύο χωριστούς πληθυσμούς Κηφείδων (κλασικούς και τύπου II). Οι κλασικοί Κηφείδες είναι νεότεροι και πιο ογκώδεις αστέρες του πληθυσμού Ι, ενώ οι Κηφείδες τύπου II είναι παλαιότεροι και πιο αχνοί αστέρες του Πληθυσμού II. Οι κλασσικοί Κηφείδες και οι Κηφείδες τύπου ΙΙ ακολουθούν διαφορετικές σχέσεις περιόδου-φωτεινότητας. Η φωτεινότητα των Κηφείδων τύπου ΙΙ είναι κατά μέσο όρο μικρότερη από τους κλασικούς Κηφείδες κατά 1,5 περίπου μεγέθη (αλλά ακόμα φωτεινότερη από τoυς αστέρες RR Lyrae ). Η σημαντική ανακάλυψη του Μπάαντε οδήγησε σε διπλή αύξηση στην απόσταση από τον M31 και την κλίμακα εξωγαλακτικής απόστασης. Τα άστρα RR Lyrae, τότε γνωστά ως Μεταβλητές Συστάδων, αναγνωρίστηκαν αρκετά νωρίς ως ξεχωριστή κλάση μεταβλητών, λόγω εν μέρει των μικρών τους περιόδων. Μεταξύ των κύριων αβεβαιοτήτων που είναι συνδεδεμένες με την κλίμακα απόστασης των Κηφείδων (κλασικών και τύπου II) είναι: η φύση της περιόδου-φωτεινότητας σε σχέση με διάφορες διαβάσεις (passband), ο αντίκτυπος της μεταλλικότητας, οι επιδράσεις της φωτομετρικής μόλυνσης (ανάμειξη) και μία μεταβαλλόμενη (συνήθως άγνωστη) εξαφάνιση του νόμου των αποστάσεων των Κηφείδων. Όλα αυτά τα θέματα συζητούνται ενεργά στη βιβλιογραφία.Αυτά τα εκκρεμή θέματα έχουν ως αποτέλεσμα να αναφέρονται τιμές για τη σταθερά του Χαμπλ (η οποίες προσδιορίστηκαν από τους κλασικούς Κηφείδες) που κυμαίνονται μεταξύ 60 km/s/Mpc και 80 km/s/Mpc. Η επίλυση αυτής της διαφοράς είναι ένα από τα κύρια προβλήματα στην αστρονομία, με δεδομένο ότι οι κοσμολογικές παράμετροι του Σύμπαντος μπορούν να περιοριστούν από την παροχή μια ακριβούς τιμής της σταθεράς Χαμπλ. Οι αβεβαιότητες έχουν μειωθεί με την πάροδο των ετών, λόγω ανακαλύψεων όπως του αστέρα RS Puppis. Ο δ Κηφέως έχει επίσης, ιδιαίτερη σημασία ως διακριβωτής της σχέσης περιόδου-φωτεινότητας των Κηφείδων, αφού η απόσταση του είναι μεταξύ των πιο βέβαιων από τους Κηφείδες, εν μέρει επειδή είναι μέλος αστρικού σμήνους, αλλά και της διαθεσιμότητας της ακρίβειας των παραλλάξεων του Hubble και του Hipparcos. Η ακρίβεια των μετρήσεων απόστασης για τους Κηφείδες και άλλα σώματα εντός μιας απόστασης 7.500 ετών φωτός είναι πολύ βελτιωμένη, συνδυάζοντας εικόνες από το Hubble που λαμβάνονται σε διάστημα έξι μηνών, όταν η Γη και το Hubble είναι σε αντίθετες πλευρές του Ήλιου. Η αποδεκτή εξήγηση για τον παλμό των Κηφείδων ονομάζεται βαλβίδα Έντινγκτον , ή κ-μηχανισμός, όπου το ελληνικό γράμμα κ (κάππα) δηλώνει την αδιαφάνεια αερίου. Το ήλιο είναι το αέριο που πιστεύεται ότι είναι πιο ενεργό στη διαδικασία. Το διπλά ιονισμένο ήλιο (στου οποίου τα άτομα λείπουν και τα δύο ηλεκτρόνια) είναι πιο αδιαφανές από το απλό ιονισμένο ήλιο. Όσο περισσότερο θερμαίνεται το ήλιο, τόσο περισσότερο ιονισμένο γίνεται. Στο πιο σκοτεινό μέρος του κύκλου των Κηφείδων, το ιονισμένο αέριο στα εξωτερικά στρώματα του αστέρα είναι αδιαφανές, κι έτσι θερμαίνεται από την αστρική ακτινοβολία, και λόγω της αυξημένης θερμοκρασίας, αρχίζει να επεκτείνεται. Καθώς διαστέλλεται, ψύχεται, και έτσι γίνεται λιγότερο ιονισμένο και, επομένως, πιο διαφανές, επιτρέποντας την ακτινοβολία να διαφύγει. Στη συνέχεια, η επέκταση σταματά και αντιστρέφεται λόγω της βαρυτικής έλξης του αστέρα. Στη συνέχεια, η διαδικασία επαναλαμβάνεται. Η μηχανική του παλμού ως θερμική μηχανή προτάθηκε το 1917 από τον Άρθουρ Στάνλεϋ Έντινγκτον (που έγραψε εκτενώς σχετικά με τη δυναμική των Κηφείδων), αλλά παρέμεινε υπόθεση μέχρι το 1953 που ο S. A. Zhevakin αναγνώρισε το ιονισμένο ήλιο ως πιθανή βαλβίδα για τη μηχανή. Στους κλασικούς Κηφείδες περιλαμβάνονται οι: Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus, RT Aurigae, Πολικός Αστέρας, καθώς και δ Κηφέως. Στους Κηφείδες τύπου ΙΙ περιλαμβάνονται οι: W Παρθένου και BL Herculis. Στους ανώμαλους Κηφείδες περιλαμβάνονται οι: XZ Ceti και BL Boötis. McMaster Cepheid Photometry and Radial Velocity Data Archive American Association of Variable Star Παρατηρητές Stellar pulsation theory - Regular versus irregular variability OGLE Atlas of Variable Star Light Curves