Соотношение период-светимость - Period-luminosity relation

Соотношение период-светимость для Классические переменные цефеид

В астрономии соотношение период-светимость отношения, связывающие яркость из пульсирующие переменные звезды с периодом их пульсации. Самая известная связь - это прямая пропорциональность закон для Классические переменные цефеид иногда называют Закон Ливитта.[1] Открыт в 1908 г. Генриетта Суон Ливитт, отношение установило цефеиды как фундаментальные индикаторы космических ориентиров для масштабирования галактические и внегалактические расстояния.[2][3][4][5][6][7]Физическая модель, объясняющая закон Ливитта для классических цефеид, называется каппа механизм.

История

Сюжет из статьи Ливитта 1912 года. По горизонтальной оси отложен логарифм периода соответствующей цефеиды, по вертикальной оси отложен ее период. кажущаяся величина. Проведенные линии соответствуют минимальной и максимальной яркости звезд соответственно.[8][9]

Ливитт, выпускник Рэдклифф Колледж, работал в Обсерватория Гарвардского колледжа как "компьютер ", которому поручено изучить фотопластинки для измерения и каталогизации яркости звезд. Директор обсерватории Эдвард Чарльз Пикеринг поручил Ливитту изучение переменных звезд Маленький и Большие Магеллановы облака, как записано на фотопластинках, сделанных с помощью астрографа Брюса Станция Бойден Гарвардской обсерватории в Арекипа, Перу. Она идентифицировала 1777 переменных звезд, из которых 47 отнесла к цефеидам. В 1908 г. она опубликовала свои результаты в Летопись астрономической обсерватории Гарвардского колледжа, отмечая, что более яркие переменные имели более длительный период.[10] Основываясь на этой работе, Ливитт внимательно изучил взаимосвязь между периодами и яркостью выборки из 25 переменных цефеид в Малом Магеллановом Облаке, опубликованной в 1912 году.[8] Этот документ был передан и подписан Эдвардом Пикерингом, но в первом предложении указано, что он был «подготовлен мисс Ливитт».

В статье 1912 года Ливитт изобразил звездная величина против логарифма периода и определила, что, по ее собственным словам,

Между каждой из двух серий точек, соответствующих максимумам и минимумам, можно легко провести прямую линию, показывая, таким образом, простую связь между яркостью переменных цефеид и их периодами.[8]

Используя упрощающее предположение, что все Цефеиды внутри Малого Магелланова Облака находились примерно на таком же расстоянии, кажущаяся величина каждой звезды эквивалентен ее абсолютная величина компенсируется фиксированной величиной в зависимости от этого расстояния. Это рассуждение позволило Ливитту установить, что логарифм из период линейно связана с логарифмом средней собственной оптической яркость (который представляет собой количество энергии, излучаемой звездой в видимый спектр ).[11]

В то время в этой яркости был неизвестный масштабный коэффициент, так как расстояния до Магеллановых облаков были неизвестны. Ливитт выразил надежду, что параллаксы некоторых цефеид будут измерены; через год после того, как она сообщила о своих результатах, Эйнар Герцшпрунг определили расстояния до нескольких цефеид в Млечный Путь и что с помощью этой калибровки затем можно определить расстояние до любой цефеиды.[11]

Отношение использовалось Харлоу Шепли в 1918 г. для исследования расстояний шаровые скопления и абсолютные величины из переменные кластера нашел в них. В то время едва ли отмечалось расхождение в отношениях, обнаруженных для нескольких типов пульсирующих переменных, все известные как цефеиды. Это расхождение было подтверждено Эдвин Хаббл исследование шаровых скоплений вокруг Галактика Андромеды. Решение не было найдено до 1950-х годов, когда было показано, что население II Цефеиды были систематически слабее, чем население I Цефеиды. Переменные кластера (Переменные RR Лиры ) были еще слабее.[12]

Отношения

Связи период-светимость известны для нескольких типов пульсирующая переменная звезда: цефеиды типа I; цефеиды типа II; Переменные RR Лиры; Переменные Mira; и другие долгопериодические переменные звезды.[13]

Классические цефеиды

Связь периода и светимости цефеид

Связь периода классических цефеид и светимости была откалибрована многими астрономами на протяжении двадцатого века, начиная с Hertzsprung.[14] Калибровка соотношения период-светимость была проблематичной; однако точная галактическая калибровка была установлена ​​Бенедиктом и др. 2007 с использованием точных параллаксов HST для 10 близлежащих классических цефеид.[15] Также в 2008 г. ESO астрономы оценили с точностью до 1% расстояние до цефеиды RS Puppis, с помощью легкое эхо из туманности, в которую он встроен.[16] Однако последнее открытие активно обсуждается в литературе.[17]

Следующая взаимосвязь между периодом популяций I цефеид п и это значит абсолютная величина Mv была создана из Космический телескоп Хаббла тригонометрические параллаксы для 10 ближайших цефеид:

с п измеряется в днях.[18][15] Следующие соотношения также могут использоваться для расчета расстояния до классические цефеиды.

Влияние

Фазовая кривая переменной звезды Дельта Цефеи.

Классические цефеиды (также известные как цефеиды популяции I, цефеиды типа I или переменные дельта-цефеиды) претерпевают пульсации с очень регулярными периодами от нескольких дней до месяцев. Цефеиды были открыты в 1784 г. Эдвард Пиготт, во-первых, с изменчивостью Эта Аквила,[19] и несколько месяцев спустя Джон Гудрик с изменчивостью Дельта Цефеи, одноименная звезда классических цефеид.[20] Большинство цефеид были идентифицированы по характерной форме кривой блеска с быстрым увеличением яркости и резким поворотом.

Классические цефеиды в 4–20 раз массивнее Солнца.[21] и до 100 000 раз ярче.[22] Эти цефеиды желтые яркие гиганты и сверхгиганты из спектральный класс F6 - K2 и их радиусы изменяются на величину порядка 10% за цикл пульсации.[23]

Работа Ливитт над цефеидами в Магеллановых облаках привела ее к открытию связи между яркость и период Цефеид переменные. Ее открытие предоставило астрономам первый "стандартная свеча "чтобы измерить расстояние до далеких галактики. Вскоре цефеиды были обнаружены в других галактиках, таких как Андромеда (в частности Эдвин Хаббл в 1923–24), и они стали важной частью доказательства того, что «спиральные туманности» - это независимые галактики, расположенные далеко за пределами нашей Млечный Путь. Открытие Ливитта послужило основой для фундаментального сдвига в космологии, поскольку оно побудило Харлоу Шепли переместить наше Солнце из центра галактики в "Великие дебаты "и Хаббла, чтобы переместить нашу галактику из центра Вселенной. Благодаря соотношению период-светимость, обеспечивающему способ точного измерения расстояний в межгалактическом масштабе, началась новая эра в современной астрономии с пониманием структуры и масштаба Вселенная.[24] Открытие расширяющейся Вселенной Жорж Леметр и Хаббл стали возможными благодаря новаторским исследованиям Ливитта. Хаббл часто говорил, что Ливитт заслужила Нобелевскую премию за свою работу,[25] и действительно она была назначена членом Шведская Академия Наук в 1924 году, хотя, поскольку она умерла от рака тремя годами ранее, она не имела права.[26][27] (Нобелевская премия не присуждается посмертно.)

Рекомендации

  1. ^ «Век цефеид: два астронома, разделенные сотней лет, используют звезды для измерения Вселенной» (Пресс-релиз). Sloan Digital Sky Survey. 9 января 2018 г.. Получено 23 сентября 2019.
  2. ^ Удальский, А .; Сосински, И .; Шиманский, М .; Кубяк, М .; Pietrzynski, G .; Возняк, П .; Зебрун, К. (1999). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Цефеиды в Магеллановых облаках. IV. Каталог цефеид из Большого Магелланова облака». Acta Astronomica. 49: 223–317. arXiv:Astro-ph / 9908317. Bibcode:1999AcA .... 49..223U.
  3. ^ Сосински, И .; Полесский, Р .; Удальский, А .; Шиманский, М. К .; Кубяк, М .; Pietrzynski, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Улачик, К. (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.
  4. ^ Фридман, Венди Л .; Мадор, Барри Ф .; Гибсон, Брэд К .; Феррарезе, Лаура; Келсон, Дэниел Д.; Сакаи, Шоко; Плесень, Джереми Р .; Кенникатт младший, Роберт С.; Ford, Holland C .; Грэм, Джон А .; Huchra, John P .; Хьюз, Шон М.Г .; Иллингворт, Гарт Д .; Macri, Lucas M .; Стетсон, Питер Б. (2001). "Окончательные результаты Космический телескоп Хаббла Ключевой проект по измерению постоянной Хаббла ». Астрофизический журнал. 553 (1): 47–72. arXiv:astro-ph / 0012376. Bibcode:2001ApJ ... 553 ... 47F. Дои:10.1086/320638.
  5. ^ Тамманн, Г. А .; Sandage, A .; Рейндл, Б. (2008). «Поле расширения: значение H 0». Обзор астрономии и астрофизики. 15 (4): 289–331. arXiv:0806.3018. Bibcode:2008A и ARv..15..289T. Дои:10.1007 / s00159-008-0012-у.
  6. ^ Majaess, D. J .; Тернер, Д. Г .; Лейн, Д. Дж. (2009). «Характеристики Галактики по цефеидам». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 398 (1): 263–270. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009МНРАС.398..263М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.15096.x.
  7. ^ Фридман, Венди Л .; Мадор, Барри Ф. (2010). «Постоянная Хаббла». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 48: 673–710. arXiv:1004.1856. Bibcode:2010ARA & A..48..673F. Дои:10.1146 / annurev-astro-082708-101829.
  8. ^ а б c Leavitt, Henrietta S .; Пикеринг, Эдвард С. (1912). «Периоды 25 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа. 173: 1–3. Bibcode:1912 ХарСи.173 .... 1л.
  9. ^ Керри Малатеста (16 июля 2010 г.). "Дельта Цефеи". Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами.
  10. ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). «1777 переменных в Магеллановых облаках». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа. 60: 87–108. Bibcode:1908АнХар..60 ... 87л.
  11. ^ а б Ферни, JD (декабрь 1969 г.). «Связь периода и светимости: исторический обзор». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 81 (483): 707. Bibcode:1969PASP ... 81..707F. Дои:10.1086/128847.
  12. ^ Бааде, В. (1956). "Связь периода и светимости цефеид". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 68 (400): 5. Bibcode:1956 ПАСП ... 68 .... 5Б. Дои:10.1086/126870.
  13. ^ Сесар, Бранимир; Фуэно, Морган; Прайс-Уилан, Адриан М .; Бейлер-Джонс, Корин А.Л .; Гулд, Энди; Рикс, Ханс-Вальтер (2017). "Вероятностный подход к соотношениям периода и светимости и проверки Gaia Параллаксы". Астрофизический журнал. 838 (2): 107. arXiv:1611.07035. Bibcode:2017ApJ ... 838..107S. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aa643b.
  14. ^ Герцшпрунг, Эйнар (1913). "Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus". Astronomische Nachrichten. 196: 201. Bibcode:1913AN .... 196..201H.
  15. ^ а б Бенедикт, Дж. Фриц; McArthur, Barbara E .; Пир, Майкл В .; Barnes, Thomas G .; Харрисон, Томас Э .; Паттерсон, Ричард Дж .; Мензис, Джон В .; Бин, Джейкоб Л .; Фридман, Венди Л. (2007). "Параллаксы датчиков точного наведения космического телескопа Хаббла переменных звезд галактических цефеид: отношения период-светимость". Астрономический журнал. 133 (4): 1810. arXiv:astro-ph / 0612465. Bibcode:2007AJ .... 133.1810B. Дои:10.1086/511980.
  16. ^ Kervella, P .; Mérand, A .; Szabados, L .; Fouqué, P .; Bersier, D .; Помпеи, Э .; Перрин, Г. (2008). "Долгопериодическая галактическая цефеида RS Puppis". Астрономия и астрофизика. 480: 167. arXiv:0802.1501. Bibcode:2008 A&A ... 480..167K. Дои:10.1051/0004-6361:20078961.
  17. ^ Bond, H.E .; Спаркс, В. Б. (2009). «Об определении геометрического расстояния до цефеиды RS Puppis по световым отголоскам». Астрономия и астрофизика. 495 (2): 371. arXiv:0811.2943. Bibcode:2009A & A ... 495..371B. Дои:10.1051/0004-6361:200810280.
  18. ^ Бенедикт, Дж. Фриц; McArthur, B.E .; Fredrick, L.W .; Harrison, T. E .; Slesnick, C.L .; Rhee, J .; Паттерсон, Р. Дж .; Скруцкие, М. Ф .; Franz, O.G .; Вассерман, Л. Х .; Jefferys, W. H .; Nelan, E .; Van Altena, W .; Shelus, P.J .; Hemenway, P.D .; Duncombe, R.L .; Рассказ, Д .; Whipple, A. L .; Брэдли, А. Дж. (2002). "Астрометрия с космическим телескопом Хаббла: параллакс фундаментального калибратора расстояний δ Cephei". Астрономический журнал. 124 (3): 1695. arXiv:Astro-ph / 0206214. Bibcode:2002AJ .... 124.1695B. Дои:10.1086/342014.
  19. ^ Пиготт, Эдвард (1785). «Наблюдения за новой переменной звездой». Философские труды Королевского общества. 75: 127–136. Bibcode:1785РСПТ ... 75..127П. Дои:10.1098 / рстл.1785.0007.
  20. ^ Гудрик, Джон (1786). "Серия наблюдений и открытие Байером периода изменения блеска звезды, отмеченной δ, рядом с головой Цефея. В письме Джона Гудрика, эсквайра, Невилу Маскелайну, DDFRS и астроному Королевский ". Философские труды Лондонского королевского общества. 76: 48–61. Bibcode:1786РСПТ ... 76 ... 48Г. Дои:10.1098 / рстл.1786.0002.
  21. ^ Тернер, Дэвид Г. (1996). «Прародители классических переменных цефеид». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 90: 82. Bibcode:1996JRASC..90 ... 82 зуб..
  22. ^ Тернер, Дэвид Г. (2010). «Калибровка PL для цефеид Млечного Пути и ее значение для шкалы расстояний». Астрофизика и космическая наука. 326 (2): 219–231. arXiv:0912.4864. Bibcode:2010Ap & SS.326..219T. Дои:10.1007 / s10509-009-0258-5.
  23. ^ Роджерс, А. В. (1957). «Радиус вариации и тип популяции переменных цефеид». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 117: 85–94. Bibcode:1957МНРАС.117 ... 85Р. Дои:10.1093 / mnras / 117.1.85.
  24. ^ «1912: Генриетта Ливитт открывает ключ к расстоянию». Повседневная космология. N.p., n.d. Интернет. 20 октября 2014 г. "1912: Генриетта Ливитт открывает ключ к расстоянию | Повседневная космология". Архивировано из оригинал на 2014-06-04. Получено 2016-10-05.
  25. ^ Вентрудо, Брайан (19 ноября 2009 г.). «Маркеры миль в галактики». Одноминутный астроном. Архивировано из оригинал 12 марта 2015 г.. Получено 24 сентября, 2019.
  26. ^ Сингх, Саймон (2005). Большой взрыв: происхождение Вселенной. Харпер Многолетник. Bibcode:2004biba.book ..... S. ISBN  978-0-00-715252-0.
  27. ^ Джонсон, Джордж (2005). Звезды мисс Ливитт: невыразимая история женщины, которая открыла, как измерить Вселенную (1-е изд.). Нью-Йорк: Нортон. ISBN  978-0-393-05128-5.