Kefeidi

Ensimmäisen kefeidin, δ Cephein, löysi John Goodricke vuonna 1784. Kefeidien jakson pituuden ja todellisen kirkkauden välisen riippuvuuden löysi yhdysvaltalainen tähtitieteilijä Henrietta Swan Leavitt vuonna 1912.[2] Mitä pidempi on sykkimisjakso, sitä suurempi on tähden todellinen kirkkaus.[3] Kefeidin, jonka jakso on kolme päivää, kirkkaus on noin 800 Aurinkoa, ja 13 päivän jaksossa sykkivän kefeidin kirkkaus 10 000 aurinkoa. Pian löydettiin muita samanlaisia tähtiä, joita alettiin kutsua kefeideiksi.[2]

Kefeidin läpimitta, kirkkaus ja väri vaihtelevat jaksollisesti ajan mukana.

Kefeidien luminositeetin ja jakson suhde on siinä määrin tarkka, että tähtien avulla voidaan määrittää suhteellisen lähellä olevien galaksien sekä pallomaisten tähtijoukkojen etäisyyksiä. Pieni mutta jokseenkin poikkeuksetta merkityksetön virhe syntyy siitä, ettei kefeidin tarkkaa sijaintia galaksissa tiedetä, jos litteä galaksi sijaitsee enemmän sivuttain kuin kohtisuoraan havaitsijan suhteen.

Edwin Hubble löysi ensimmäisenä kefeidejä toisesta galaksista, Andromedan galaksista, jonka etäisyyden hän siten pystyi määrittämään ja samalla todistamaan kohteen olevan Linnunradan ulkopuolella. Galaksissa sijaitsee useita kefeidejä, joiden sykkimisjaksoista arvioidun todellisen kirkkauden ja niiden näennäisen kirkkauden erotuksella saatiin selville galaksin etäisyys.[3]

Walter Baade huomasi vuoden 1950 tienoilla, että klassisilla kefeideillä ja ns. W Virginis -tähtiin kuuluvilla kefeideillä on erilainen riippuvuus sykkimisjakson ja kirkkauden välillä.[3] Hän huomasi, että Andromedan ja muiden galaksien etäisyyden määrittelyssä oli käytetty väärää riippuvuutta ja oikealla tavalla lasketuissa etäisyydet kaksinkertaistuivat.[3]

Hubble-avaruusteleskooppi on havainnut kaukaisimmat kefeidit Neitsyen galaksijoukosta, 60 miljoonan valovuoden päästä. Sitä kaukaisempien kohteiden etäisyys pystytään usein määrittämään punasiirtymän avulla.

Tähdissä on vedyn lisäksi melko paljon heliumia. Kefeidin sykkimisen syynä on pääosin heliumin ionisaation vaihtelu. Karkeasti sanoen kerran ionosoitunut helium supistaa tähteä, toisen kerran ionisoitunut laajentaa. Tähdet pysyvät monesti tasapainossa, koska kuuman kaasun paine vastustaa painovoimaa. Mutta kefeidissä heliumin ionisaation tilan vaihtelu muuttaa säteilyn läpäisykykyä, kaasun lämpötilaa ja painetta, ja sitä kautta tähden kokoa, pintalämpötilaa ja säteilyntuottoa. Tietyssä kerroksessa kefeidissä helium on kerran ionisoitunutta (He I). Kun tähden mitassa viileähkö He I -kaasu kuumenee, se ionisoituu toisen kerran He II -kaasuksi He I → He II. Kaksi kertaa ionisoitunut helium He II ei päästä säteilyä niin helposti läpi kuin kerran ionisoitunut helium He I. Koska He II ei päästä säteilyä läpi, se imee sen itseensä. Imeytynyt säteily kuumentaa He II -kaasua. Kuuma He II -kaasu laajenee fysiikan lakien mukaan. Tämä johtuu siitä, että kuumenneen kaasun osasten liike vastustaa painovoimaa enemmän kuin viileämmän kaasun. Niinpä tähden säde kasvaa, ja sen pinta himmenee ja jäähtyy. Samalla laajentunut He II -kaasu jäähtyy ja harvenee. Kaksinkertainen heliumin ionisaatio purkautuu yksinkertaiseksi ionisaatioksi: He II → He I. Niinpä He I -pitoinen kaasu taas päästää enemmän säteilyä läpi ja viilenee. Viileän He I -pitoisen kaasun painovoimaa vastustava paine pienenee. Tällöin tähden keskustan painovoima alkaa vetää aiemmin laajennutta kaasua kohti tähden keskustaa. Niinpä kaasu alkaa taas ionisoitua He I → He II. Tähden sykkiminen jatkuu.^lähde?

• Klassiset kefeidit
• W Virginis -kefeidit
• Yllämainittyjen välissä epänormaalit kefeidit
• RR Lyrae -tähdet
• Delta Scuti -tähdet

• Kääpiökefeidi

• Heikki Oja: Maailmankaikkeus 2003 – tähtitieteen vuosikirja. Ursa 2002.