Соотношение период-светимость - Period-luminosity relation
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
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 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
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
- ^ «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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ Керри Малатеста (16 июля 2010 г.). "Дельта Цефеи". Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами.
- ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). «1777 переменных в Магеллановых облаках». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа. 60: 87–108. Bibcode:1908АнХар..60 ... 87л.
- ^ 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.
- ^ Бааде, В. (1956). "Связь периода и светимости цефеид". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 68 (400): 5. Bibcode:1956 ПАСП ... 68 .... 5Б. Дои:10.1086/126870.
- ^ 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.
- ^ Герцшпрунг, Эйнар (1913). "Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus". Astronomische Nachrichten. 196: 201. Bibcode:1913AN .... 196..201H.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ Тернер, Дэвид Г. (1996). «Прародители классических переменных цефеид». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 90: 82. Bibcode:1996JRASC..90 ... 82 зуб..
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ «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.
- ^ Вентрудо, Брайан (19 ноября 2009 г.). «Маркеры миль в галактики». Одноминутный астроном. Архивировано из оригинал 12 марта 2015 г.. Получено 24 сентября, 2019.
- ^ Сингх, Саймон (2005). Большой взрыв: происхождение Вселенной. Харпер Многолетник. Bibcode:2004biba.book ..... S. ISBN 978-0-00-715252-0.
- ^ 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.