Cefeidy – hvězdy, které lidstvu prozradily vzdálenost galaxie v Andromedě

Cefeidy jsou proměnné hvězdy, s jejichž pomocí dokážeme měřit vesmírné vzdálenosti. Ne nepodobné majákům, pomáhají naší orientaci v blízkém vesmírném okolí. Jak fungují a jak se z běžné hvězdy stane vesmírný maják?

Hvězdy, které byly podle svého prototypu delta Cephei pojmenovány cefeidiy, jsou tzv. „proměnné“. Jejich skutečná velikost a tím i zářivost se periodicky mění díky jevům, které v nich probíhají. Přitom zdaleka nejsou všechny stejně velké ani stejně zářivé. Byly pozorovány hvězdy s periodou pulzace několik dnů ale také 100 dnů. Všechny mají ale jedno společné – z trvání jejich pulzu se dá přímo odvodit jejich skutečná jasnost. A s její pomocí se dá jednoduše určit její vzdálenost. Dovolují tak měřit nekosmologické (relativně malé) vzdálenosti - například blízkých galaxií.

Patří do kategorie tzv. veleobrů, velkých jasných hvězd. Pulzování (kolísání jasnosti) cefeid činí až 1,5 magnitudy, dá se tedy velice dobře pozorovat teleskopem.

O jejich objev se zasloužila v roce 1912 Henrietta Swan  Leavitt, o které pojednával minulý blog. Objevila, že perioda, se kterou kolísá záření cefeid, závisí na jejich absolutní svítivosti. Čím vyšší svítivost, tím delší periodu jednotlivých pulzů pozorujeme.

Co způsobuje pulzování cefeid?

Proměny zářivosti cefeid jsou způsobeny tzv. Kappa-mechanismem. Při zvyšování teploty plynu se snižuje jeho průhlednost. Díky tomu se v něm hromadí záření – energie, která ho díky neprůhlednosti nemůže opustit.

Cyklus cefeidy je závislý na existenci specifické vrstvy plynu - nedokonale ionizovaného helia. Helium je prvek, v jehož elektronovém obalu obíhají dva elektrony.  Ztrátou jednoho vznikne nedokonale ionizované helium (He+). Může ale také ztratit oba elektrony a vytvřit iont He++. Ve hvězdě, ze které se stane cefeida, musí být přítomna vrstva nedokonale ionizovaného helia. Při stlačení této plynové vrstvy může dojít k další ionizace He+ na He++ a nahřátí této vrstvy. To má za následek ztrátu průhlednosti.  Další záření,  které dorazí z nitra hvězdy (kde probíhá termonukleární reakce), už touto vrstvou nemůže pronikat na povrch hvězdy.

Ty části plynného obalu hvězdy, které leží nad neprůhlednou vrstvou, byly původně tlakem tohoto záření drženy v gravitační rovnováze. Teď záření chybí. Gravitace nutí tyto plynné obaly ke smršťování. Hvězda kolabuje a zmenšuje svůj poloměr.

Ve vrstvě, která pulzování hvězdy způsobila mezitím vede nahromaděné záření k nárůstu teploty a k rozpínání plynu. Tím se znovu zprůhlední a dovolí záření, aby ji opustilo směrem k povrchu hvězdy. Vrchní, dosud kolabující vrstvy se nahřejí a začínají se rozpínat. Hvězda v této fázi naopak expanduje.

Poté, co záření vrchní vrstvy hvězdy opustilo, znovu kolabují a cefeida se smršťuje do své původní velikosti. Cyklus začíná znovu od začátku.

Jak probíhá měření vzdáleností pomocí cefeid?

Nejprve je potřeba identifikovat proměnnou hvězdu například v sousední galaxii. Delším pozorováním pak lze odvodit její perioda, se kterou pulzuje a její střední zdánlivá velikost (to znamená světlost, jakou se jeví na naší obloze).

Poté lze jednoduchou rovnicí vypočítat její absolutní (skutečná) velikost.

Z rozdílu mezi nyní už známou skutečnou velikostí a velikostí, jakou se nám jeví na obloze, lze další poměrně jednoduchou rovnicí určit její vzdálenost.

Obě rovnice obsahují konstanty, které byly odvozeny  díky kalibraci, kterou provedl poprvé v roce 1918 Harlow Shapley na observatoři Munt-Wilson. Porovnal vzdálenost cefeid s tehdy známými vzdálenostmi hvězd, získanými z měření jejich paralaxy.

Do té doby se daly měřit jen vzdálenosti u relativně blízkých objektů (do 100 světelných let). Odvodit se daly z tzv. paralaxy, zdánlivého pohybu po nebi v průběhu roku, kdy ve skutečnosti mění svou pozici jen pozorovatel, tedy naše planeta, a nikoliv blízká hvězda. U vzdálenějších objektů je paralaxa tak nízká, že přestává být rozlišitelná, proto byl rozsah těchto měření jen velice omezený. 

Objev cefeid rozšířil možnosti astronomie ze zmíněných 100 světelných let na zhruba 100 miliónů světelných let. Použitelnost cefeid k určení vzdáleností hvězd omezuje předpoklad, že je vztah mezi zářivostí a periodou pulzů pro všechny hvězdy podobný.

Už v 50. letech ale zjistil Baade, že cefeidy s malou hodnotou metalicity (ty, které obsahují jen málo jiných prvků než vodík a helium) vykazují slabší zářivost, než ostatní. Rozdíl činí kolem 1,5 magnitudy. Tento jev se proto musí při výpočtu vzdáleností zohlednit.

Díky cefeidám objevil Edwin Hubble v roce 1929,

že nejasný obláček v souhvězdí Andromeda nepatří do naší galaxie.

Správně vyvodil, že nejasnou mlhovinu tvoří objekt,

který je hodně vzdálený a podobá se naší Mléčné dráze.

Znovu se tím zrelativoval náš pohled na vesmír. Země není jeho centrem. Ani Slunce, kolem kterého Země obíhá, není jeho centrem. A dokonce ani naše galaxie, Mléčná dráha, není centrem vesmíru. Ve skutečnosti je jen průměrným ostrovem hvězd, jakých je v celém vesmíru nespočet.