Kefeide, zvezde, ki utripajo, so hkrati
standardni "svetilniki", ki nam pomagajo meriti razdalje v vesolju
d-Kefeja
Če poznamo sij zvezde (magnitudo) in izsev P, potem
lahko izračunamo oddaljenost zvezd in posredno struktur (kopic in galaksij),
ki jim zvezde pripadajo.
Kako določiti energijski tok (izsev) zvezde? Na začetku 20. stoletja, so
opazili, da je izsev utripajočih zvezd (kefeid, po delti Kefeja) povezan
s periodo utripanja. Tako so izmerili razdaljo do nam najbližje galaksije M31
v Andromedi in s tem se je začelo novo, izjemno pomembno, kozmološko poglavje.
Poznamo populacijo I, delta Kefeja in populacijo II, W-device. Henrietta S.
Leavitt, je leta 1912 na Harvard College Observatory, odkrila povezavo
med izsevom in periodo utripanja kefeid.
d-Kefeja ima periodo (to) okrog
5,3663 dni (to je 5 dni, 8 ur, 47 minut in 31,9 sekund).
Temperatura se spreminja od 5400K (temnordeča barva),
do 6100K (belo-modra barva).
Sprememba magnitude je od 3,5 to 4,4.
Izjemno poučen primerjalni graf utripanja zvezde
d-Kefeja
Poglejmo, kako določimo razdaljo s pomočjo utripajočih nebesnih "lučk".
Po natančnih meritvah so astronomi prišli do naslednje empirične povezave
med izsevom, oziroma povprečno absolutno magnitudo (M) in periodo (to)
utripanja za populacijo I:
M=A+B*log(to)
A in B sta konstanti, približno velja:
M=-(1,35+2,78*log(to)),
A in B sta grobo določeni iz grafa. Formula velja za zvezde s periodo
utripanja dan ali več.
V literaturi najdemo tudi naslenje povezave [ M = -2.81*log(to) - 1.43 ali
M = -2.80*log(to) - 1.43 ...]
Za populacijo II približno velja M=-2*log(to),
za (to) je en dan ali več.
Poiskati moramo torej kefeido, ji določiti sij (magnitudo) in periodo
utripanja. Iz zveze j1/j2 = 10-0,4(m1 -m2) določimo
j, to je gostoto izseva (j=P/S=P/(4*π*R2),
iz zadnje povezave izrazimo razdaljo R.
Iz grafa ali enačbe M=A+B*log(to), določimo absolutno manitudo in izračunamo
izsev (P=Po*10-0,4(M -Mo)),
podatke vstavimo
v izraz za R:
R=(P/4*π*j)1/2
=(Po*10-0,4(M -Mo)/(4*π*j))1/2
=(Po*10-0,4(-1,5-2,6*log(to)-Mo)/(4*π*j))1/2
=(Po*10-0,4(1,5+2,6*log(to)-Mo)/(4*π*j2*10-0,4(m-m2))))1/2
Mo=4.8 absolutna magnituda Sonca (če bi ga opazovali iz razdalje 10 pc),
Po=4*1026W/m2 je izsev Sonca.
Zvezda, ki pošilja na Zemljo gostoto svetlobnega toka
J2=0,98 x10-8 W/m2
ima sij m2=+1.
Prav tako velja zveza iz definicije absolutne magnitude M:
(R/10pc)2=10(-0.4(M-1))/10(-0.4(m-1)),
od koder izrazimo razdaljo R ali absolutno magnitudo M:
R=10pc*10(-0.2(M-m))
M=m+5-5*log(R)
R podamo v parsekih (1 pc=3,26 sv.l.).
Za testiranje lahko poženete java kalkulator.
Iz razdalje lahko določite hitrost oddaljevanja galaksije, kateri
pripada kefeida, po znanem Hubbleovem zakonu:
v = Ho*R
Ho = 73.2 ± 0.3 km/s/Mpc
Lahko pa tudi računamo rdeči premik z = v/c:
z = v/c = Ho*R/c
Forma za izračun razdalje do kefeide, za populacijo I.
Vnesi vrednosti za periodo utripanja (to) in povprečno magnitudo kefeide.
Za izvršitev pretvorbe klikni na .
Karta okolice d-Kefeja
Teorija o kefeidah
Kefeide so del zadnje faze razvoja masivnih zvezd po izstopu iz glavne veje,
v H-R diagramu je to tako imenovano področje nestabilnosti.
Eden izmed modelov pravi, da je zvezda nestabilna zaradi helija (helijev ventil), v zunanjih
plasteh masivnih zvezd. Ko je zvezda v fazi krčenja, temperatura narašča in izsev se
poveča, zunanje plasti postanejo bolj prozorne. Hkrati pa se začne helij ionizirati
(izgubi en elektron), zaradi ionizacije se temperatura helija ne viša. V območju
ioniziranega helija postane stisnjen helij precej neprozoren (ovira) za svetlobo.
Helij tako postane zanka (zaprt ventil) za izsev, kar povzroči, da se ovojnica zvezde
začne napihovati (razširjati). V fazi širjenja temperatura pada, elektroni in ioni helija
se rekonbinirajo, plin postane boj prepusten, hkrati pa se pri rekonbinaciji
sproti od prej nakopičena energija. Ovojnica zvezde zato spet zečne krčiti. Proces se tako
periodično ponavlja.
Oglej si tudi zgornji graf, iz katerega lepo razberemo
fazne zamike med sijem, hitrostjo, polmerom in temperaturo utripajoče zvezde.
Zveza med magnitudo in periodo je logaritemska. Z grobim premislekom
izpeljimo povezavo med magnitudo in periodo. Recimo, da zelo poenostavimo
izpeljavo nihajnega časa pulzirajoče zvezde in sklepamo, da veljajo
pri zvezdi in matematičnem nihalu približno enake zakonitosti (nihajni čas nihala je
: to=2π(l/g)1/2).
Za g vstavimo GM/R 2, za l pa kar polmer R. Tako dobimo naslednjo zvezo:
Naša groba špekulacija je dala presenetljivo dober rezultat. Ker je izsev P funkcija mase
(P ∝ M3,5), in ker je magnituda logaritemsko
povezana z izsevom ( log(j1/j2)=-0,4(m1-m2) ), masa pa sorazmerna z gostoto (gostota pa je funkcija
periode utripanja to), lahko sklepamo na logaritemsko povezavo med magnitudo in periodo utripanja
kefeide ( M=A+B*log(to) ). Meritve potrjujejo prav to hipotezo.
Henrietta Leavit je pri preučevanju zvezd v Magellanovih
oblakih ugotovila, da je perioda utripanja nekaterih spremenljivih zvezd neposredno
povezana z njihovim absolutnim izsevom. To je bilo temeljno odkritje za določanje razdalj
v vesolju.
Henrietta Swan Leavitt, ameriška astronomka, * 4. julij 1868, Lancaster, Massachusetts,
ZDA, † 12. december 1921, Cambridge, Massachusetts, ZDA.
Leavittova je bila hči kongregacionističnega duhovnika. Bila je gluha od rojstva.
Rodila se je v massachusettski puritanski družini, ki se je v zgodnjem 17. stoletju
naselila tja. Priimek so izvirno pisali Levet ali Levett. V nekaterih sodobnejših
virih pa je zapisan tudi kot Lewit.
Diplomirala je na Kolidžu Radcliffe Univerze Harvard v Cambridgeu leta 1892.
V letu 1893 je začela delati na Observatoriju Harvardovega kolidža (HCO) kot ena
od »računskih« pomočnic, ki jih je nastanil predstojnik observatorija Pickering za
merjenje izseva zvezd za observatorijsko zbirko fotografskih plošč.
Na slikah Magellanovih oblakov je odkrila na tisoče spremenljivk. Leta 1908 je
objavila svoja odkritja v Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College,
kjer je navedla da nekatere spremenljivke kažejo vzorec - svetlejše so imele daljše
periode utripanja sija. V letu 1912 je naprej preučevala nekaj sto fotografij
Magellanovih oblakov, ki so jih posneli na Arequipu v Peruju. Med milijardami
zvezd, ki sestavljajo Magellanova oblaka, je opazila tudi veliko število
spremenljivk tipa ? Kefeja. Natančno je določila periodo in navidezno
povprečni sij teh spremenljivk.
Tako je našla zakon po katerem je absolutna velikost zvezd kefeid in s tem njihov
navidezni sij odvisen od periode spremenljivosti jakosti njihovega sija.
To zvezo med navideznim sijem in periodo sija kefeid je Shapley izrazil
z absolutnim izsevom. Na ta način lahko določijo oddaljenosti zvezdnih skupin
in spiralnih meglic, če so v njih spremenljive kefeide. Ta zveza je podala
pomemben pripomoček za merjenje razdalj v Vesolju, če ga je mogoče umeriti.
Eno leto po objavi njenih rezultatov je Hertzsprung določil razdalje do več
kefeid v naši Galaksiji. S to umeritvijo se je lahko določila razdalja do
katerekoli kefeide. Hertzsprung tedaj še ni upošteval medzvezdne absorpcije,
tako da so bile meritve še nenatančne. Precej boljšo umeritev sta leta 1968
naredila Sandage in Tammann.
V tistem času ni bilo jasno, da milijoni skupkov, ki jih danes imenujemo galaksije,
dejansko ležijo zunaj naše Galaksije. Njihove oddaljenosti ni bilo moč izmeriti brez
primernega orodja. Kefeide so kmalu opazili v drugih galaksijah kot je na primer
Andromedina galaksija, še posebej Hubble med letoma 1923 in 1924. Kefeide so bile
pomeben del dokaza da galaksije ležijo daleč stran zunaj naše Galaksije. Naša slika
Vesolja se je za vselej spremenila, v veliki meri zaradi odkritja Leavittove.
V zadnjem času so s pomočjo Hubblovega vesoljskega daljnogleda uspeli najti
kefeide v Jati v Devici na razdalji 60 milijonov svetlobnih let.
Leavittova je občasno delala na Harvardu, ovirale pa so jo zdravstvene
težave in družinske obveznosti. Ko je Shapley leta 1921 postal predstojnik observatorija,
je bila vodja zvezdne fotometrije. Pozimi tega leta je klonila pred rakom.
Pokopali so jo v družinskem grobu na cambriškem pokopališču.
Naslovna stran Leavittinih 1777 spremenljivk v Magellanovih oblakih,
Letopis 1908 - Harvard College Observatory. Sam Hubble je pogosto dejal, da si Leavittova
zaslužil Nobelovo nagrado za svoje delo. Tudi Hubble ni prejel Nobelove
nagrade – astronomija je bila pač do sredine 20. Stoletja robna znanost!!!
Štiri leta po njeni smrti je Mittag-Leffler hotel predlagati Leavittovo za
Nobelovo nagrado za fiziko. Pisal je Shapleyju kjer je prosil za več informacij
o njenem delu o kefeidnih spremenljivkah. Shapley (Shapley–Curtis debata *)
je odgovoril in namignil, da prava vrednost pripada njegovi razlagi njenih odkritij.
Leavittova tako ni bila nikoli nominirana, pa tudi Nobelovih nagrad ne podeljujejo posmrtno.
* Shapley–Curtis debata 1920 (o velikosti Rimske ceste in razdalji do galaksij):
– velikost Galaksije [Shapley pravilno zagovarja velikost blizu 100 000 sv.
let (tudi preko razdalj do kroglastih kopic), Curtis je napačno menil, da je
Rimska cesta precej manjša],
- ali spiralaste tvorbe (galaksije) ležijo daleč vstran od Rimske ceste(?)
[Curtis je trdil, da ja (preko svetlosti in štetja nov in supernov, ki jih je preveč
v spiralnih meglicah, da bi le te lahko bile del naše Galaksije); Shapley pa je bil
napačnega mnenja, da so spiralaste meglice v naši Galaksiji; recimo da je M31 del
naše galaksije] – oba sta imata le delno prav, dilema nov in supernov takrat
še ni bila razrešena in ju je zavedla.
Dilemo razdalj je v veliki meri razrešila gospa Leavittova z njeno povezavo
med periodo utripanja kefeid in izsevom. Iz njene povezave torej lahko
izračunamo razdaljo do zvezde, galaksije (j = L/(4?R2)). Njeno metodo je
uporabil Hubble pri merjenju razdalj do bližnjih galaksij – to je bil
začetek moderne kozmologije.
Shapley tudi pokaže da kefeida ni dvojna zvezda ampak pulzirajoča zvezda!!!
Poimenovanja
Po njej se imenuje asteroid 5383 Leavitt, ki sta ga odkrila van Houten
in Gehrels leta 1973, ter krater Leavitt na Luni.
Harvardski astronom Edward Charles Pickering je sestavil skupino žensk »računalnikov«,
katere se je prijelo poimenovanje "Pickeringov harem". V skupini so: Leavitt,
Annie Jump Cannon, Williamina Fleminga in Antonia Maury.
"Pickeringov harem" - Harvard College Observatory, 13. maj 1913.
Leavittova za delovno mizo - Harvard College Observatory.
Annie Jump Cannon (mati zvezdnih tipov OBAFGKM) za svojo delovno mizo -
Harvard College Observatory.
Ogljemo si še eno zanimivo astronomsko - iz cikla "Ženske v astronomiji (Bell in Leavitt)"
Susan Jocelyn Bell Burnell
Rojena Susan Jocelyn Bell - 15. julij 1943, Belfast –
Severna Irska - je astronomka, ki je odkrila novo vrsto zvezd - pulzarje.
Susan Jocelyn Bell Burnell (mati zvezd pulzarjev)
Desno od Bellove je kitajski zapis o supernovi vidni kar
čez dan (znamenita Rakovica – M1 – v Biku) iz leta 1054 (11. april).
Danes vemo, da je tudi ta zvezda v Rakovici pulzar.
Ozadje iz družinskega življenja
Susan Jocelyn Bell se je rodil v Belfastu na Severnem Irskem. Njen oče je bil arhitekt, pomagal je oblikovati Armagh Planetarium in mlada Jocelyn je kmalu odkrila njegove knjige o astronomiji. Odraščala je v kraju LURGAN in obiskovala akademijo, kjer, tako kot ostala dekleta, ni smela študirati naravoslovja (le šivanje, kuhanje, ...) – dokler straši (in drugi) niso protestirali in so tudi dekletom omogočili študij naravoslovja.
A realnost je bila za Susan nekoliko šokantna!
Padla je kar 11 izpitov in njeni starši so jo prešolali na Mount School -York, v dekliški internat pod vodstvom Quakerjev (quake – trepetati, pred božjo besedo - leta 1947 so Quakerji prejeli tudi Nobelovo nagrado za mir [so proti vojnam in za enakoparvnost spolov]). »Kvekerje« je v Angliji sredi 17. stoletja ustanovil George Fox. Naziv kvekerji so jim slabšalno nadeli sodobniki, izvira pa iz besed ustanovitelja gibanja, ki je učil svoje privržence naj »trepetajo pred božjo besedo«.
Tam se je navdušila nad fiziko podano na logičen in »človeški« način, njen prof. Tillott je nekoč izjavil nekako takole:
»Vam ni potrebno, da se naučite toliko in še več dejstev; ker ste se pravkar naučili nekaj ključnih osnov in resnic ... sedaj jih lahko zgolj uporabljate, gradite in razvijate nova spoznanja na njih ... Bil je res dober učitelj in mi je pokazal, kako enostavna je pravzaprav fizika.« - se spominja Susan Bell.
Akademska pot!
Bell Burnellova je leta 1965 diplomirala na Univerzi v Glasgowu z znanostvenim nazivom - diplomantka fizike. Doktorirala je leta 1969 na Univerzi v Cambridgeu. Na Univerzi v Cambridgeu je delala skupaj z Hewishom in drugimi pri gradnji radijskega teleskopa za scintilacijski študij kvazarjev (detekcija ozkih prostorskih radijskih signalov v vesolju), ki so bili pred kratkim odkriti. Julija 1967 je zaznala mali valček na črti papirnatega-zapisovalnika radijskega signala, ki je prihajal iz določenega dela zvezdnega neba. Gospa Bell je ugotovila, da so bili signali (impulzi) zelo redni, s hitrostjo približno en impulz na sekundo. Začasno so poimenovali ta vir, ta del neba (zvezdo) "[Mali zeleni mož 1] Little Green Man 1" (LGM-1) –zdaj je vir voden pod oznako »PSR B1919 +21«. Po nekaj letih so ugotovili, da signal oddaja hitro se vrteča nevtronska zvezda.
V znanosti je večkrat tako, da iščemo nekaj, a najdemo pa nekaj drugega – a čar modrih mož in žena je prav to, da opazijo pomen nekega drugega rezultata – pojava, odziva (preko kvazarjev smo prišli do pulzarjev).
[Kaj je kvazar (angleško quasar, kratica od QUASi-stellAR radio source, navidezno zvezdni radijski vir)? Kvazar je izredno močno in oddaljeno aktivno galaktično jedro. Kvazarje so odkrili kot vire, pri katerih je bil njihov spekter elektromagnetnega valovanja premaknjen v rdeči del. Premaknjena sta bila tudi dela radijskih valov in vidne svetlobe, podobno kot pri zvezdah in ne kot razširjeni viri kot pri galaksijah. Danes prevladuje mnenje, da so kvazarji zgoščena območja 10 do 10.000 Schwarzschildovih polmerov, ki obrožajo osrednje supermasivne črne luknje galaksij. Kvazarji oddajajo nekaj stokrat več energije od navadnih galaksij.]
Bellova je pregledala okrog 30 metrov papirja s podatki na noč. Hewish je Bellovi trdil, da je sunek na grafu zgolj motnja - Ryle ter Hewish tudi nikoli nista Bellove povabila na sestanek o analizi meritev. Fred Hoyle je ostro kritiziral Odbor za Nobelovo nagrado, šel je tako daleč, da je obtožil Hewisha kraje podatkov Bellovi. Ironično je, da upravičeno domnevajo, da je ta javni izbruh povzročil tudi Hoylovo izključitev iz seznama Nobelovih nagrajencev leta 1983 (za prispevek k razlagi sinteze elementov v zvezdah). Je pa Hoyle večkrat nasprotoval določenim znanstvenim dokazom – med drugim je dvomil o verodostojnosti fosila praptiča. To je še en razlog (baje) za nepodelitev Nobelove nagrade
Pod člankom, ki je razkril odkritje pulzarjev je podpisanih pet avtorjev.
Ime Hewish je bilo prvo na seznamu avtorjev članka, Bellova druga. Hewish je, skupaj z Martinom Ryle-om, prejel Nobelovo nagrado - a Bellova kot soavtorice odkritja ni bila deležna enakega priznanja. Številni ugledni astronomi so izrazili ogorčenje nad tem dejstvom, vključno s sirom Fred Hoyle-om. Švedska kraljeva akademija znanosti je v svojem sporočilu za javnost napovedala Nobelovo nagrado za fiziko 1974 - navedla je Ryla in Hewisha za svoje pionirsko delo v radijski astrofiziki, s posebnim poudarkom na Rylu pri tehnološkem (eksperimentalnem delu odkritja) in odločilno vlogo Hewisha pri samem odkritju pulzarja.
Da je gospa Bellova bila cenjena širom sveta, pove naslednja prigoda iz leta 1970.
Dr. Iosif Shklovsky (astronom - Rus ali Ukrajinec – po naše Josip Samujilovič Šklovski; raziskoval je v teoretični astrofiziki in radijski astronomiji), dobitnik Bruce-ove medalje leta 1972 (nagrada po Catherine Wolfe Bruce, ameriški človekoljubki - Bruceova je bila tudi podpornica astronomije), je že leta 1970 poiskal Bellovo na generalni skupščini Mednarodne astronomske zveze in ji dejal: "Gospodična Bell, vi ste avtorica največjega astronomskega odkritja dvajsetega stoletja."
Desno - pulzar »PSR B1919 +21« v Lisički, ki ga je detektirala gospa Bellova leta 1967.
Levo - pulzar v Rakovici – M1 v Biku – tam so Kitajci zaznali supernovo leta 1054.
Še dileme slabih prevodov na wikipediji.
Kako razumete stavek iz slo WIKI: »...zaradi njegovega [Hoylovega] nasprotovanja v izbor Nobelove nagrade leta 1974 niso vključili Jocelyn Bell Burnellove za njeno delo pri odkritju pulzarjev.« ?
Ta stavek večina razume, kot da je Hoyle nasprotoval podelitvi Nobelove nagrade Bellovi – je pa ravno obratno, on se je boril za g. Bell.
Naša wikipedia je večkrat zavajujoča - napačna!?
Vendar pa je Bellova oklevala z izrazi ogorčenje nad nepodelitvijo
Nobelove nagrade. V govoru leta 1977 je o tej zadevi povedatala naslednje,
obstaja več komentarjev:
- prvič, razreševanje sporov med mentorjem in učencem je vedno zapleteno, verjetno jih je nemogoče razrešiti,
- drugič, nadzornik (mentor) ima končno odgovornost za uspeh ali neuspeh projekta; slišimo za primere, ko mentor krivi svojega študenta za neuspeh, vendar pa vemo, da je za neuspeh v veliki meri odgovoren mentor; zdi se mi edino pošteno, da ima tudi študent kaj koristi ob morebitnem uspehu meritev, eksperimenta,
- tretjič, menim, da bi Nobelovim nagradam vzeli vrednost, če bi bile množično podeljene študentom raziskovalcem, razen v izjemnih primerih in ne verjamem, da je moj primer eden izmed njih,
- končno, zaradi te nepodelitve se ne razburjam - konec koncev sem v dobri družbi ali ne.
Bellova se zavzema za izboljšanje statusa in števila žensk na področju fizike in astronomije. Od svojih šolskih dni je ostala aktivna Quakerka (veliko predava)!
Bellova je bila predsednica Kraljeve astronomske družbe - 2002 do 2004. Kraljeva astronomska družba je del »Royal Society” – obiskali 2010 in 2012.
Bellovo večkrat imenujejo tudi gospa NO-BELL (ker ni prejela Nobelove nagrade).
Bell Burnell je bila junakinja tretjega dela »BBC Four« serije Beautiful
Minds (Čudoviti umi) v režiji Jacqui Farnham, v katerem so celovito in dostojno predstavili
njen prispevek k razvoju astronomije:
http://topdocumentaryfilms.com/beautiful-minds/
Torej - ni prejela Nobelove nagrade – prejela pa je mnoga ostala priznanja:
• The Albert A. Michelson Medal of the Franklin Institute of Philadelphia (1973, jointly with Dr. Hewish).
• J. Robert Oppenheimer Memorial Prize from the Center for Theoretical Studies, University of Miami (1978).
• Beatrice M. Tinsley Prize of the American Astronomical Society (1986)
• Herschel Medal of the Royal Astronomical Society (1989).
• Jansky Lectureship before the National Radio Astronomy Observatory(1995).
• Magellanic Premium of the American Philosophical Society (2000).
• Fellow of the Royal Society (FRS) (March 2003).
• The Grote Reber Medal at the General Assembly of the International Radio Science Union in Istanbul (19 August 2011)
