Leavitt Yasası - The Leavitt Law
Astronomide, bir dönem parlaklık ilişkisi bağlayan bir ilişkidir parlaklık ait değişken yıldızlı titreşimli , titreşimsiz dönemle. En iyi bilinen ilişkisi doğrudan orantılı için kanun tutma Klasik Sefeid değişkenleri bazen denilen Leavitt kanunu . 1908'de Henrietta Swan Leavitt tarafından keşfedilen ilişki, Sefeidleri galaktik ve ekstragalaktik mesafeleri ölçeklendirmek için kozmik kriterlerin temel göstergeleri olarak kurdu . Klasik cepheidler için Leavitt yasasını açıklayan fiziksel modele kappa mekanizması denir .
Tarih
Radcliffe Koleji mezunu olan Leavitt, Harvard Koleji Gözlemevinde bir " bilgisayar " olarak çalıştı ve yıldızların parlaklığını ölçmek ve kataloglamak için fotoğraf plakalarını incelemekle görevlendirildi . Gözlemevi Direktörü Edward Charles Pickering değişken yıldızlı çalışmaya Leavitt atanan Küçük ve Büyük Macellan Bulutları Bruce Astrograph ile çekilen fotoğraf plakaları üzerinde kaydedildiği haliyle, Boyden İstasyonu Harvard Gözlemevi Arequipa , Peru . 47'sini Cepheidler olarak sınıflandırdığı 1777 değişken yıldız tanımladı. 1908'de Annals of the Astronomical Observatory of the Harvard College'da sonuçlarını yayınladı ve daha parlak değişkenlerin daha uzun süreye sahip olduğunu belirtti. Bu çalışmayı temel alan Leavitt, 1912'de yayınlanan Küçük Macellan Bulutu'ndaki 25 Cepheid değişkeni örneğinin periyotları ve parlaklığı arasındaki ilişkiyi dikkatle inceledi. Bu makale Edward Pickering tarafından iletildi ve imzalandı, ancak ilk cümle "Bayan Leavitt tarafından hazırlanmış" olduğunu gösterir.
1912 tarihli makalesinde Leavitt, yıldızların büyüklüğünü dönemin logaritması ile karşılaştırdı ve kendi sözleriyle şunu belirledi:
Maksima ve minimuma karşılık gelen iki nokta dizisinin her biri arasında kolayca düz bir çizgi çizilebilir, böylece Sefeid değişkenlerinin parlaklığı ile periyotları arasında basit bir ilişki olduğunu gösterir.
Küçük Macellan Bulutu içindeki tüm Cepheidlerin yaklaşık olarak aynı uzaklıkta olduğu basitleştirici varsayımı kullanarak, her bir yıldızın görünen büyüklüğü , o mesafeye bağlı olarak sabit bir nicelikle dengelenen mutlak büyüklüğüne eşdeğerdir . Bu muhakeme, Leavitt kurmak için izin logaritması arasında süre doğrusal yıldızın ortalama asıl optik logaritması ile ilgilidir parlaklık (yıldızı tarafından yayılan gücün miktarı görünür spektrum ).
O zamanlar Macellan Bulutlarına olan mesafeler bilinmediği için bu parlaklıkta bilinmeyen bir ölçek faktörü vardı. Leavitt, bazı Cepheidlerin paralakslarının ölçüleceği umudunu dile getirdi; Ejnar Hertzsprung , sonuçlarını bildirdikten bir yıl sonra , Samanyolu'ndaki birkaç Cepheid'in mesafelerini belirledi ve bu kalibrasyonla, herhangi bir Cepheid'e olan mesafe daha sonra belirlenebilir.
İlişki, 1918'de Harlow Shapley tarafından küresel kümelerin uzaklıklarını ve bunlarda bulunan küme değişkenlerinin mutlak büyüklüklerini araştırmak için kullanıldı . O zamanlar, tümü genellikle Cepheidler olarak bilinen çeşitli titreşimli değişken türleri için bulunan ilişkilerde bir tutarsızlık olduğu pek fark edilmedi. Bu tutarsızlık, Edwin Hubble'ın Andromeda Gökadası çevresindeki küresel kümelere ilişkin 1931 tarihli çalışmasıyla doğrulandı . Çözüm, II . popülasyonun Sefeid popülasyonunun I. popülasyondan sistematik olarak daha sönük olduğunun gösterildiği 1950'lere kadar bulunamadı . Küme değişkenleri ( RR Lyrae değişkenleri ) daha da sönüktü.
ilişkiler
Periyot-parlaklık ilişkileri, çeşitli titreşimli değişen yıldız türleri için bilinmektedir : tip I Cepheidler; tip II Cepheidler; RR Lyrae değişkenleri; Mira değişkenleri ; ve diğer uzun dönemli değişen yıldızlar .
Klasik Cepheidler
Klasik Sefe dönemi-parlaklık ilişkisi, Hertzsprung'dan başlayarak yirminci yüzyıl boyunca birçok gökbilimci tarafından kalibre edilmiştir . Periyot-parlaklık ilişkisini kalibre etmek sorunlu olmuştur; ancak, Benedict ve diğerleri tarafından sağlam bir Galaktik kalibrasyon oluşturuldu. 2007, yakındaki 10 klasik Cepheid için hassas HST paralaksları kullanıyor. Ayrıca, 2008'de ESO gökbilimcileri , içine gömülü olduğu bir nebuladan gelen ışık yankılarını kullanarak Cepheid RS Puppis'e olan mesafenin %1'i içinde bir hassasiyetle tahminde bulundular . Ancak, bu son bulgu literatürde aktif olarak tartışılmaktadır.
Bir Popülasyon I Cepheid'in P periyodu ile ortalama mutlak büyüklüğü M v arasındaki aşağıdaki ilişki , yakınlardaki 10 Cepheid için Hubble Uzay Teleskobu trigonometrik paralakslarından kurulmuştur :
ile P günlerde ölçülmüştür. Klasik Sefeidlere olan mesafeyi hesaplamak için aşağıdaki ilişkiler de kullanılabilir .
Darbe
Klasik Sefeidler (Nüfus I Sefeidler, tip I Sefeidler veya Delta Sefeid değişkenleri olarak da bilinirler), günler ila aylar arasında çok düzenli periyotlarla nabız atışı geçirirler. Cepheid değişkenleri , ilk olarak Eta Aquilae'nin değişkenliği ile Edward Pigott tarafından ve birkaç ay sonra John Goodricke tarafından , klasik Cepheidler için aynı isimdeki yıldız olan Delta Cephei'nin değişkenliği ile 1784 yılında keşfedildi . Cepheidlerin çoğu, parlaklıkta hızlı bir artış ve keskin bir ciro ile ayırt edici ışık eğrisi şekli ile tanımlandı.
Klasik Cepheidler, Güneş'ten 4-20 kat daha büyük ve 100.000 kat daha parlaktır. Bu Sefeidler sarı parlak devleri ve süperdevlerdir ait spektral sınıf K2 ve bir darbe döngüsü sırasında,% 10 mertebesinde kendi yarıçapı değişimi - F6.
Leavitt'in Macellan Bulutlarında Sefeidler üzerine çalışması, onu parlaklık ve Sefeid değişkenlerinin periyodu arasındaki ilişkiyi keşfetmeye yöneltti . Onun keşfi , gökbilimcilere uzak galaksilere olan mesafeyi ölçmek için ilk " standart mum " sağladı . Cepheidler kısa süre sonra Andromeda (özellikle 1923–24'te Edwin Hubble tarafından) gibi diğer gökadalarda tespit edildi ve "sarmal bulutsuların" kendi Samanyolu'muzun çok dışında bulunan bağımsız gökadalar olduğuna dair kanıtların önemli bir parçası haline geldiler . Leavitt'in keşfi, Harlow Shapley'i " Büyük Tartışma "da Güneşimizi galaksinin merkezinden hareket ettirmeye ve Hubble'ı galaksimizi evrenin merkezinden uzaklaştırmaya sevk ettiğinden, kozmolojide temel bir değişimin temelini sağladı . Galaksiler arası bir ölçekte mesafeleri doğru bir şekilde ölçmenin bir yolunu sağlayan periyot-parlaklık ilişkisi ile, modern astronomide evrenin yapısı ve ölçeğinin anlaşılmasıyla yeni bir dönem açıldı. Genişleyen evrenin Georges Lemaitre ve Hubble tarafından keşfi, Leavitt'in çığır açan araştırması sayesinde mümkün oldu. Hubble sık sık Leavitt'in çalışmaları için Nobel Ödülü'nü hak ettiğini söyledi ve gerçekten de 1924'te İsveç Bilimler Akademisi'nin bir üyesi tarafından aday gösterildi , ancak üç yıl önce kanserden öldüğü için uygun değildi. (Nobel Ödülü ölümünden sonra verilmez.)