Stele cefeide – o cronologie

Pe 10 septembrie 1784, Edward Piggot a descoperit variația în strălucire a stelei  Eta Aquilae, prima stea cunoscută ce aparține cefeidelor clasice.

În 1908, Henrietta Swan Leavitt a determinat o relație între perioada și luminozitatea stelelor cefeide clasice după o analiză a mii de stele variabile situate în Norii lui Magellan.

În 1915, Harlow Shapley a folosit cefeidele pentru a stabili limitele și forma Căii Lactee, precum și pentru a plasa Soarele în cadrul acesteia.

În 1924, Edwin Hubble a calculat distanța până la cefeidele din Andromeda, arătând astfel că acestea nu fac parte din Calea Lactee.

H335H

H335H, prima cefeidă examinată de Hubble.

În 1929, Hubble și Milton L. Humason au dezvoltat formula care în prezent este cunoscută drept legea lui Hubble prin combinarea distanțelor până la anumite galaxii aflate cu ajutorul cefeidelor cu măsurătorile vitezelor cu care acele galaxii se îndepărtează de noi, realizate de Vesto Slipher. Astfel s-a demonstrat că Universul se extinde, deși expansiunea Universului fusese postulată câțiva ani mai devreme de către  Georges Lemaître.

În prima jumătate a secolului al XX-lea s-a realizat divizarea cefeidelor în categorii diferite, având proprietăți diferite. Acest lucru a dus la rezolvarea problemelor ce țineau de scara distanțelor în Univers. De exemplu, a fost posibilă aflarea adevăratei distanțe până la galaxia M31 – ce este de patru ori mai mare decât se propusese inițial. Prin observațiile făcute începând cu anul 1940,  Walter Baade și-a dat seama că există două populații de stele cefeide: clasice și de tip II. Cele clasice sunt stele de populația I, mai masive, mai strălucitoare și mai puțin vechi decât stelele de populația II, adică cefeidele de tip II. Cefeidele clasice si cele de tip II verifică relații diferite între perioadă și luminozitate. În medie, luminozitatea unei cefeide de tip II este cu 1,5 magnitudini mai mică decât cea a unei cefeide clasice (dar mai strălucitoare decât stelele variabile RR Lyrae).

Unități de măsură a distanței în Univers

Cu siguranță ați auzit de noțiuni ca „an-lumină”, „unitate astronomică”, „parsec” sau „arcsecundă”. Acestea sunt câteva din unitățile de măsură folosite în studierea spațiului. Însă ce sunt ele de fapt? Cum le-am obținut? Azi vă voi prezenta principalele unități de măsură a distanțelor din Univers.

Anul-lumină (a-l)

Un an-lumină este distanța pe care lumina o parcurge în vid într-un an din calendarul iulian (aproximativ 3,156 x 107 secunde). Știm că viteza luminii în vid este egală cu 299,792,458 m/s. Aceste două valori înmulțite dau aproximativ 9,461 x 1015 m, adică un an-lumină.

Andromeda_gendler_sm

© Robert Gendler

Andromeda, cea mai apropiată galaxie spirală de Calea Lactee, se află la o distanță de 2,5 milioane ani-lumină de Pământ.

Unitatea astronomică (ua)

Unitatea astronomică este dată de distanța medie dintre Pământ și Soare. În timp ce Pământul orbitează Soarele, distanța dintre cele două obiecte variază, Pământul atingând un maxim (afeliu) și un minim (periheliu) o dată pe an. În trecut, unitatea astronomică era dată de media aritmetică a acestor două puncte, cunoscute prin observație. În prezent, pentru o precizie mai mare, aceasta are o valoare fixă, de 149.597.870.700 m, aproximativ 1,496 x 1011 m.

De obicei, unitatea astronomică este folosită pentru a măsura distanțe din interiorul Sistemului Solar.

Arsecunda (”)

Un grad este egal cu 60 de arcminute, adică 3600 de arcsecunde. Dar un grad are π/180 radiani. Astfel, o arcsecundă are π/180*3600 radiani, aproximativ 4,8 x 10-6 radiani.

Parsecul (pc)

Parsecul este definit ca fiind distanța la care 1 ua subîntinde un unghi de o arcsecundă (1”).

Untitled

1”  1 ua / 1 pc (©Andy, 2014)

 

Așadar, un parsec are aproximativ 3,086 x 1016 m sau 3,26 a-l. Este folosit în special pentru a măsura distanțe către obiecte din afara Sistemului Solar sau distanțe din interiorul unor grupuri de galaxii. De exemplu, Proxima Centauri, cea mai apropiată stea de noi, se află la 1,3 pc, iar Calea Lactee are aproximativ un diametru de 780 kpc.

Ce sunt quasarii ?

O sursă radio cvasi-stelară sau un „quasar” este un nucleu galactic activ, foarte luminos, aflat la mare distanţă de Pământ, care emite radiaţii electromagnetice puternice, şi are o mare deplasare spre roşu, atât în unde radio cât şi în lumina vizibilă. Pentru mult timp,  s-a crezut că aceştia  sunt un tip nou de stele sau de galaxii, dar la începutul anilor 1980 s-au făcut descoperiri importante ce au dezvăluit informaţii importante despre natura lor.

Deplasarea spre roşu a quasarilor este un efect al expansiunii universului. Dacă o sursă se îndepărtează de observator (Pământul), lungimea de undă pe care o înregistrează va creşte, iar dacă se apropie, aceasta se va micşora. Datorită efectului Doppler, pentru lumina provenită de la obiecte extragalactice (stele, galaxii, nebuloase) , s-a putut vedea o deplasare a lungimii de undă spre valori tot mai mari – o „înroşire” sau o „deplasare spre roşu”, deoarece această culoare are cea mai mare lungime de undă în spectrul vizibil. Mai mult, legea lui Hubble spune că, cu cât lumina unui obiect extragalactic este mai roşie, cu atât acesta „fuge” mai repede şi este mai îndepărtat de Sistemul Solar. Quasarii arată o deplasare spre roşu foarte mare şi sunt cele mai luminoase, puternice şi energice obiecte cosmice cunoscute. Datorită legii lui Hubble, s-a ajuns la concluzia că, aceste obiecte se află la distanţe foarte mari de Pământ şi aparţin istoriei unui univers timpuriu. Quasarul cu cea mai mare deplasare spre roşu înregistrată este ULAS J1120+064, situat la 29 de miliarde de ani-lumină de Pământ.

Cei mai luminoşi quasari emit radiaţii mai puternice decât media galaxiilor obişnuite – o radiaţie echivalentă cu cea a două trilioane (2×10¹² ) sori. Această radiaţie este emisă în raze X, infraroşii, ultraviolet, radio şi gamma. În lumina vizibilă, quasarii arată ca nişte puncte de lumină, ce nu se disting de stele decât prin spectrul lor ciudat. Cu ajutorul unor telescoape infraroşii performante, au putut fi observate şi galaxiile din care fac parte quasarii. Singurul quasar care se poate vedea folosind un echipament astronomic accesibil unui amator este 3C 273, cu o magnitudine aparentă de 12.9 şi aflat la o distanţă de 2.44 miliarde de ani-lumină de Pământ.

 

 

O parte din quasarii cunoscuţi manifestă schimbări bruşte în luminozitate, observată în lumina vizibilă şi în radiaţia X. Datorită acestor schimbări rapide, oamenii de ştiinţă  au putut arăta că dimensiunea respectivilor quasari este asemănătoare celei a sistemului nostru solar. Acest lucru sugerează că o foarte mare cantitate de energie este stocată într-un obiect cu un volum relativ mic. Schimbările de luminozitate sunt probabil provocate din cauza faptului că aceste obiecte cosmice se mişcă cu viteze apropiate de viteza luminii şi aruncă în spaţiu, spre noi, jeturi fierbinţi de plasmă.

 

Oamenii de ştiinţă consideră quasarii ca fiind generaţi de materialul de acreţie din găurile negre supernasive din nucleul galaxiilor timpurii. Pentru că lumina nu poate să evadeze din gaura neagră supermasivă, energia care scapă, totuşi, este generată în afara orizontului evenimentelor din cauza forţelor de gravitaţie şi de frecare a materialului din gaura neagră. Toate galaxiile mari au în centrul lor găuri negre supermasive, dar numai într-o mică fracţiune din acestea emit radiaţii puternice pentru a fi văzute ca şi quasari. Se presupune că la coliziunea dintre două galaxii mari, s-ar putea forma quasari. S-a luat ca exemplu,  posibila ciocnire dintre galaxia noastră – Calea Lactee şi Andromeda, ce va avea loc peste 3-5 miliarde de ani.

Andromeda

Andromeda este una dintre cele 48 de constelaţii descoperite de astronomul Ptolomeu şi una dintre cele 88 de constelaţii moderne. În mitologia greacă, Andromeda a fost înlănţuită de o stâncă, pe malul mării, şi oferită ca sacrificiu unui monstru marin, pe nume Cetus, pentru a ispăşi pedeapsa săvârşită de mama ei, regina Cassiopeia.Eroul grec Perseus, care zbura spe casă după ce o ucisese pe Medusa, a observat chinurile fecioarei. El i-a sărit în ajutor şi a omorât monstrul marin. Apoi a dus-o pe Andromeda în siguranţă şi s-a căsătorit cu ea.

Pe cerul emisferei nordice, Andromeda este o constelaţie vecină cu Perseus şi Cassiopeia. Capul „prinţesei” este marcat de Alpheratz (sau Sirrah) – Alfa (α) Andromedae – steaua cea mai apropiată de pătratul lui Pegasus, dintr-o constelaţie apropiată. Odată, se considera că Alpheratz era împărţit cu constelaţia Pegasus, unde reprezenta ombilicululcalului. Cele două nume ale stelei, Alpheratz sau Sirrah, derivă din termenul arab ce înseamnă „ombilicul calului”.

Cele mai strălucitoare stele din Andromeda sunt capul prinţesei (α), pelvisul ei (β) şi piciorul ei stâng (γ). Într-o noapte senină, cel mai îndepărtat punct până la care se poate vedea se află la 2,5 milioane de ani-lumină – distanţa până la Andromeda, o galaxie spirală uriaşă, compusă din stele asemănătoare galaxiei noastre, Calea Lactee. Cunoscută ca şi , această galaxie măsoară mai multe diametre ale Lunii pline. Cu ochiul liber se vede ca o pată difuză, mai mult elongată decât spirală, pentru că este înclinată într-un unghi mai mare faţă de Pământ. Pentru a o privi pe M31 printr-un telescop, trebuie folosită o putere de amplificare mai redusă pentru a avea cel mai larg câmp de observaţie. Numai regiunile interioare ale lui M31 sunt destul de strălucitoare pentru a putea fi văzute cu instrumente de putere mică. Alte galaxii din această cpnstelaţie sunt M32 şi M110, însă aceastea sunt greu de observat printr-un telescop mic.

Gamma (γ) Andromedae, cunoscută şi ca Almaak sau Almach este o stea dublă în culori contrastante. Este formată dintr-o stea gigantă portocalie, de magnitudine 2,3 şi dintr-un companion albastru palid, care poate fi văzut printr-un mic telescop.

Cu cât se extinde Spaţiul?

Viteza de expansiune a Universului poate fi calculată comparând distanţele până la galaxiile îndepărtate şi vitezele cu care ele continuă să se îndepărteze. Vitezele galaxiilor sunt măsurate analizând deplasarea către roşu a spectrelor lor de lumină. Distanţele sunt calculate detectând în galaxii o categorie de stele variabile, numite cefeide, şi,  măsurând ciclurile de variaţie a magnitudinilor acestora.

Rezultatul este un număr numit constanta lui Hubble – o expresie a vitezei de expansiune constante a Universului. Valoarea ei actuală este de aproximativ 80 000 km/h (mai exact  71 000 ± 2.5 km/h). Aceasta înseamnă că, de exemplu, două galaxii situate la o distanţă de un miliard de ani-lumină se îndepărtează una de alta cu o viteză de 80 de milioane de km/h. La o scară temporală este, de fapt, o expansiune foarte lentă – distanţa dintre galaxii creşte cu 1% în zeci de milioane de ani.


Gravitaţia este mai puternică decât expansiunea cosmologică şi ţine materia laolaltă. Galaxiile nu se îndepărtează una de alta. Ele vor continua so se ciocnească, (ca cele din imaginea de deasupra), în ciuda expansiunii Cosmosului. Roiurile de galaxii sunt ţinute laolaltă de gravitaţie.

Cosmologii estimează că peste 3-5 miliarde de ani galaxia noastră, Calea Lactee se va ciocni cu cea mai apropiată galaxie – Andromeda. De fapt, chiar în acest moment Andromeda se apropie de noi cu o viteză relativă  de 130 lm/s. În imaginea alăturată se poate observa coliziunea ipotetică a celor două galaxii spirale, în acest unghi relativ.