Κηφείδες: οι δείκτες των αποστάσεων του Σύμπαντος

Σε πολλά αστρικά σμήνη απαντώνται αστέρες που μεταβάλλουν τη συνολική παραγωγή φωτός τους περιοδικά. Τέτοιοι αστέρες ονομάζονται μεταβλητοί και οι γνωστότεροι στα ανοιχτά σμήνη μεταβάλλονται περιοδικά και ονομάζονται Κηφείδες.
Στο σχήμα που ακολουθεί φαίνεται η καμπύλη της φαινόμενης λαμπρότητας, για έναν  μεταβλητό Κηφείδα,  συναρτήσει του χρόνου.

(Απόλυτη λαμπρότητα ονομάζουμε την ολική ακτινοβολούμενη ισχύ που εκπέμπεται από ένα ουράνιο σώμα προς όλες τις κατευθύνσεις. Φαινόμενη λαμπρότητα ονομάζουμε την ακτινοβολούμενη ισχύ που δεχόμαστε σ' ένα τετραγωνικό εκατοστό του κατόπτρου του τηλεσκοπίου.  Η φαινόμενη λαμπρότητα εξαρτάται όχι μόνο από την απόλυτη λαμπρότητα αλλά επίσης και από την απόσταση. Έτσι γνωρίζοντας και την απόλυτη και την φαινόμενη λαμπρότητα, μπορούμε να υπολογίσουμε την απόσταση του ουρανίου σώματος).
Τυπικός εκποσωπος των Κηφειδών είναι ο αστέρας δ του Κηφέα. Η μεταβλητότητα του δ Κηφέα παρατηρήθηκε πρώτη φορά το 1784 από τον Άγγλο αστρονόμο John Goodricke (1764 - 1786), ο οποίος υπολόγισε σωστά την περίοδό της. Μετά από 125 χρόνια αποδείχθηκε ότι ο διπλασιασμός της φαινόμενης λαμπρότητας του, κάθε 5,366 ημέρες, αντιστοιχεί σε μια διακύμανση του φαινομένου μεγέθους του μεταξύ 2,8 και 4,8.
Γενικά, τα άστρα αυτά είναι κίτρινα, και εντέλει όχι πιο κόκκινα από αστέρια φασματικού τύπου G0. Μέχρι σήμερα στον γαλαξία μας έχουν αναγνωριστεί περισσότεροι από 700 «κλασικοί» κηφείδες, από τους οποίους οι περισσότεροι έχουν περιόδους της τάξεως των 5 ημερών. Με γυμνό μάτι μπορούμε να παρατηρήσουμε περίπου 12 τέτοιους αστέρες, όπως ο δέλτα Κηφέα (δ Cephei), ο ήτα αετού (η Aquilae), o ζήτα Διδύμων (ζ Geminorum) κ.ά.

Κηφείδες μπορούμε να παρατηρήσουμε και μέσα σε σφαιρωτά σμήνη του Γαλαξία μας, που βρίσκονται κοντά στο κέντρο του. Οι περίοδοι αυτών των κηφειδών είναι σηνήθως 12 έως 20 μέρες. Η περίοδος των κηφειδών όπως απέδειξε ο Eddington, είναι αντιστρόφως ανάλογη της τετραγωνικής ρίζας της μέσης πυκνότητας της μάζας τους. Ο μηχανισμός που προκαλεί την περιοδική μεταβολή της λαμπρότητας των Κηφειδών μάλλον οφείλεται σε ακτινικές και σφαιρικά συμμετρικές αναπάλσεις των ανώτερων εξωτερικών στρωμάτων τους.
Το γεγονός όμως που κάνει ιδιάζουσα την κατηγορία των κηφειδών μεταβλητών αστέρων είναι ότι μέσω αυτών, σε πολλές περιπτώσεις, μπορούμε να υπολογίσουμε αποστάσεις στο σύμπαν....

Η αρχή έγινε με την Henrietta Leavitt (1868-1921), η οποία μελέτησε το 1912 ορισμένους Κηφείδες στο Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου (ένα γαλαξία δορυφορικό του δικού μας), ανακάλυψε πως υπάρχει μια σχέση ανάμεσα στην περίοδο (P) μεταβολής λαμπρότητας και το φαινόμενο φωτογραφικό μέγεθος (mpg) των Κηφειδών:

logP=αmpg+β

Με την παραπάνω σχέση μπορούμε να κατασκευάζουμε μια κλίμακα με τη βοήθεια «γειτονικών» Κηφειδών, που η απόστασή τους από εμάς είναι γνωστή. Στη συνέχεια η σχέση μπορεί να χρησιμοποιηθεί για τον υπολογισμό των αποστάσεων μακρινών κηφειδών. Πράγματι, βρίσκοντας την περίοδο διακύμανσης του φωτός ενός κηφείδη που δεν ξέρουμε την απόστασή του, μπορούμε να υπολογίσουμε από την παραπάνω εξίσωση το φαινόμενο μέγεθός του και στη συνέχεια τη φαινόμενη λαμπρότητά του. Συσχετίζοντας αυτές τις ποσότητες με τις αντίστοιχες ηλιακές μπορούμε να προσδιορίσουμε την απόστασή του.
Οι Κηφείδες λοιπόν, αποτελούν τους δείκτες αποστάσεων στο Σύμπαν. Ο υπολογισμός αυτών των αποστάσεων είναι πολύ σημαντικός και ολοκληρώθηκε από τον Harlow Sapley (1918), που πέτυχε - προσδιορίζοντας τις αποστάσεις 230 κηφειδών διασπαρμένων σ' ολόκληρο τον Γαλαξία μας - να συσχετίσει την περίοδο των Κηφειδών με το απόλυτο μέγεθός τους (ή την απόλυτη λαμπρότητά τους) και να παρουσιάσει σε διάγραμμα το αποτέλεσμα αυτής της συσχέτισης.

Με βάση το διάγραμμα - τη σχέση δηλαδή μεταξύ περιόδου και απόλυτης λαμπρότητας - αν βρούμε μέσω παρατηρήσεων την περίοδο ενός κηφείδη, τότε μπορούμε να υπολογίσουμε το απόλυτο οπτικό μέγεθός του Μ. Το απόλυτο αυτό μέγεθος αν το αντικαταστήσουμε στη σχέση:

Μ = m + 5 - 5 logr

όπου με m συμβολίζεται το φαινόμενο μέγεθος του άστρου - που προσδιορίζεται από αστρονομικές παρατηρήσεις - μπορούμε τελικά να υπολογίσουμε την απόσταση r του κηφείδη σε παρσέκ.
Η δυνατότητα μέτρησης της απόστασης του κηφείδη έχει ιδιαίτερη σημασία όταν αυτός ανήκει σε κάποιο αστρικό σμήνος, διότι η απόστασή του εκφράζει και τη μέση απόσταση του συγκεκριμένου σμήνους από τον παρατηρητή.

***

Η ανακάλυψη της διαστολής του σύμπαντος από τον Edwin Hubble οφείλεται και στους Κειφήδες. Ο Hubble το 1923 για πρώτη φορά κατάφερε να αναλύσει σε μεμονωμένα άστρα το νεφέλωμα της Ανδρομέδας. Ανακάλυψε λοιπόν ότι οι σπειροειδείς βραχίονές του περιείχαν μερικά άστρα μεταβλητής λαμπρότητας ίδιας μορφής με τους μεταβλητούς Κηφείδες του δικού μας γαλαξιακού συστήματος. O Hubble παρατηρώντας τη φαινόμενη λαμπρότητα των Κηφειδών της Ανδρομέδας και εκτιμώντας την απόλυτη λαμπρότητά τους από τις περιόδους τους, μπόρεσε να υπολογίσει άμεσα την απόστασή τους και στη συνέχεια την απόσταση του ίδιου του νεφελώματος (χρησιμοποιώντας τον νόμο που αναφέρει ότι η φαινόμενη λαμπρότητα είναι ανάλογη της απόλυτης και αντιστρόφως ανάλογη του τετραγώνου της αποστάσεως του ουρανίου σώματος). Με τον τρόπο αυτό ο Ηubble υπολόγισε τις αποστάσεις και άλλων γαλαξιών. Στη συνέχεια από τις μετατοπίσεις των ατομικών φασματικών γραμμών απορρόφησης, χρησιμοποιώντας τον νόμο Doppler, υπολόγισε τις ταχύτητες απομάκρυνσης των γαλαξιών, για να καταλήξει στο συμπέρασμα ότι, οι γαλαξίες απομακρύνονται από τον δικό μας και μάλιστα όσο μεγαλύτερη είναι η απόστασή τους από μας, τόσο μεγαλύτερη είναι η ταχύτητα απομάκρυνσής τους.

***

Πρόσφατες παρατηρήσεις από το Spitzer  - το διαστημικό τηλεσκόπιο της ΝΑSA - δείχνουν οι Κηφείδες μπορεί να χάνουν μάζα και να συρρικνώνονται. Αυτό θα μπορούσε να επηρεάσει τις μετρήσεις των αποστάσεων τους, αλλά και των αποστάσεων των αστρικών σμηνών στα οποία ανήκουν. Αν όμως υπάρχει σφάλμα στις αποστάσεις, τότε θα υπάρχει σφάλμα και στον ρυθμό διαστολής και στην ηλικία του σύμπαντος.

Πιο συγκεκριμένα η υπέρυθρη παρατήρηση του δέλτα Κηφέα έδειξε ότι το συγκεκριμένο άστρο κινείται στο διάστημα με υψηλές ταχύτητες, ωθώντας την μεσοαστρική σκόνη ώστε να δημιουργήσει ένα τόξο δόνησης στο μπροστινό μέρος του. Μελετώντας το μέγεθος και τη δομή της δόνησης, αποδεικνύεται τελικά ότι ο δέλτα Κηφέας συρρικνώνεται ελαφρώς.

Περισσότερα στη διεύθυνση http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/news/spitzercepheids20110112.html
ΠΗΓΕΣ: Frank Shu "Αστροφυσική",
Μάνος Δανέζης - Στράτος Θεοδοσίου "Το σύμπαν που αγάπησα", Steven Weinberg "Τα τρία πρώτα λεπτά", www.nasa.gov