Wikipedia

Variabel Cepheid

Variabel Cepheid adalah jenis bintang variabel yang berdenyut secara radial, diameter dan suhunya bervariasi. Kecerlangannya berubah-ubah, dengan periode dan amplitudo yang stabil.

Cepheid merupakan tolak ukur kosmik yang penting untuk mengukur jarak galaksi dan ekstragalaksi. Terdapat hubungan langsung yang kuat antara luminositas variabel Cepheid dan periode denyutnya.

Karakteristik Cepheid klasik ini ditemukan pada tahun 1908 oleh Henrietta Swan Leavitt setelah mempelajari ribuan bintang variabel di Awan Magellan. Penemuan ini memungkinkan seseorang untuk mengetahui luminositas sebenarnya dari sebuah Cepheid hanya dengan mengamati periode denyutnya. Dengan demikian, kita bisa mengetahui jarak ke bintang tersebut dengan membandingkan luminositas yang diketahui dengan kecerlangan yang diamati.

Nama Cepheid berasal dari Delta Cephei di konstelasi Cepheus, yang diidentifikasi oleh John Goodricke pada tahun 1784. Bintang ini merupakan bintang pertama dari jenisnya yang berhasil diidentifikasi.

Kelas

sunting

Variabel Cepheid dibagi menjadi dua subkelas yang menunjukkan massa, usia, dan sejarah evolusi yang berbeda: Cepheid klasik dan Cepheid tipe II. Variabel Delta Scuti adalah bintang tipe A yang berada di atau dekat deret utama di ujung bawah jalur ketidakstabilan dan awalnya disebut sebagai Cepheid katai. Variabel RR Lyrae memiliki periode yang pendek dan berada di jalur ketidakstabilan di mana melintasi cabang horisontal. Variabel Delta Scuti dan variabel RR Lyrae umumnya tidak digolongkan sebagai variabel Cepheid meskipun denyutnya berasal dari mekanisme kappa ionisasi helium yang sama.

Cepheid Klasik

sunting

Cepheid klasik (dikenal juga dengan Cepheid Populasi I, Cepheid tipe I, atau variabel Cepheid Delta) mengalami denyut dengan periode yang sangat teratur dalam hitungan hari hingga bulan. Cepheid Klasik adalah bintang variabel Populasi I yang lebih masif 4-20 kali daripada Matahari, [1] dan kecerlangannya mencapai 100.000 kali lipat.[2]Cepheid ini merupakan bintang raksasa terang berwarna kuning dan bintang super raksasa dengan kelas spektrum F6 - K2 dan radiusnya berubah sebesar (~25% untuk I Carinae) yang memiliki periode yang lebih panjang) jutaan kilometer selama siklus denyutnya.[3]

Cepheid Klasik digunakan untuk menentukan jarak antar galaksi di dalam Grup Lokal dan di luarnya, dan merupakan cara untuk menentukan konstanta Hubble.[4][5][6][7][8]Cepheid Klasik juga digunakan untuk mengklasifikasi berbagai karakteristik galaksi Bimasakti, seperti ketinggian Matahari di atas bidang galaksi dan struktur galaksi spiral.[9]

Sekelompok Cepheid klasik dengan amplitudo kecil dan kurva cahaya sinusoidal sering dipisahkan sebagai Cepheid Amplitudo Kecil atau s-Cepheid.

Cepheid Tipe II

sunting

Cepheid tipe II (disebut juga dengan Cepheid Populasi II) adalah bintang variabel populasi II yang berdenyut dengan periode biasanya antara 1 hingga 50 hari.[10] [11]Cepheid tipe II umumnya sedikit kandungan logam, tua (~10 Gyr), dan bermassa rendah (~setengah massa Matahari). Cepheid tipe II dibagi menjadi beberapa sub kelompok berdasarkan periode. Bintang-bintang dengan periode antara 1 sampai 4 hari termasuk dalam subkelas BL Her, 10-20 hari termasuk dalam subkelas W Virginis, dan bintang-bintang dengan periode lebih besar dari 20 hari termasuk dalam subkelas RV Tauri.[10][11]

Cepheid tipe II digunakan untuk menentukan jarak ke pusat galaksi, gugus bola, dan galaksi.[9][12][13][14][15][16][17]

Cepheid Anomali

sunting

Sekelompok bintang berdenyut di jalur ketidakstabilan memiliki periode kurang dari 2 hari, mirip dengan variabel RR Lyrae tetapi dengan luminositas yang lebih tinggi. Variabel Cepheid anomali memiliki massa yang lebih tinggi daripada Cepheid tipe II, variabel RR Lyrae, dan Matahari. Masih belum jelas apakah mereka adalah bintang-bintang muda yang berada di cabang horisontal yang "berbalik arah", bintang-bintang biru yang terbentuk dari transfer massa dalam sistem bintang ganda, atau campuran keduanya.[18][11]

Cepheid Mode Ganda

sunting

Sebagian kecil variabel Cepheid yang diamati berdenyut dalam dua mode pada saat yang sama, biasanya overtone dasar dan pertama, terkadang overtone kedua.[19]Sebagian kecil lainnya berdenyut dalam tiga mode, atau kombinasi mode yang tidak biasa, termasuk overtone yang lebih tinggi.[20]

Referensi

sunting
  1. ^ Turner, David G. (1996-04-01). "The Progenitors of Classical Cepheid Variables". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 90: 82. ISSN 0035-872X. 
  2. ^ Turner, David G. (2010-04-01). "The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale". Astrophysics and Space Science (dalam bahasa Inggris). 326 (2): 219–231. doi:10.1007/s10509-009-0258-5. ISSN 1572-946X. 
  3. ^ Rodgers, A. W. (1957-01-01). "Radius variation and population type of cepheid variables". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 117: 85. doi:10.1093/mnras/117.1.85. ISSN 0035-8711. 
  4. ^ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Robert C., Jr.; Ford, Holland C. (2001-05-01). "Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant". The Astrophysical Journal. 553: 47–72. doi:10.1086/320638. ISSN 0004-637X. 
  5. ^ Tammann, G. A.; Sandage, A.; Reindl, B. (2008-07-01). "The expansion field: the value of H 0". Astronomy and Astrophysics Review. 15: 289–331. doi:10.1007/s00159-008-0012-y. ISSN 0935-4956. 
  6. ^ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010-09-01). "The Hubble Constant". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 48: 673–710. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101829. ISSN 0066-4146. 
  7. ^ Ngeow, C.; Kanbur, S. M. (2006-05-01). "The Hubble Constant from Type Ia Supernovae Calibrated with the Linear and Nonlinear Cepheid Period-Luminosity Relations". The Astrophysical Journal. 642: L29–L32. doi:10.1086/504478. ISSN 0004-637X. 
  8. ^ Macri, Lucas M.; Riess, Adam G. (2009-09-01). "The SH0ES Project: Observations of Cepheids in NGC 4258 and Type Ia SN Hosts". 1170: 23–25. doi:10.1063/1.3246452. 
  9. ^ a b Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J. (2009-09-01). "Characteristics of the Galaxy according to Cepheids". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 398: 263–270. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x. ISSN 0035-8711. 
  10. ^ a b Wallerstein, George (2002-07-01). "The Cepheids of Population II and Related Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 114: 689–699. doi:10.1086/341698. ISSN 0004-6280. 
  11. ^ a b c Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. (2008-12-01). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II.Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud". Acta Astronomica. 58: 293. doi:10.48550/arXiv.0811.3636. ISSN 0001-5237. 
  12. ^ Kubiak, M.; Udalski, A. (2003-06-01). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. Population II Cepheids in the Galactic Bulge". Acta Astronomica. 53: 117–131. doi:10.48550/arXiv.astro-ph/0306567. ISSN 0001-5237. 
  13. ^ Matsunaga, Noriyuki; Fukushi, Hinako; Nakada, Yoshikazu; Tanabé, Toshihiko; Feast, Michael W.; Menzies, John W.; Ita, Yoshifusa; Nishiyama, Shogo; Baba, Daisuke (2006-08-01). "The period-luminosity relation for type II Cepheids in globular clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 370: 1979–1990. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10620.x. ISSN 0035-8711. 
  14. ^ Feast, Michael W.; Laney, Clifton D.; Kinman, Thomas D.; van Leeuwen, Floor; Whitelock, Patricia A. (2008-06-01). "The luminosities and distance scales of type II Cepheid and RR Lyrae variables". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386: 2115–2134. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x. ISSN 0035-8711. 
  15. ^ Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D. (2009-12-01). "Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles". Acta Astronomica. 59: 403–418. doi:10.48550/arXiv.0909.0181. ISSN 0001-5237. 
  16. ^ Majaess, D. J. (2010-06-01). "RR Lyrae and Type II Cepheid Variables Adhere to a Common Distance Relation". Journal of the American Association of Variable Star Observers (JAAVSO). 38: 100. doi:10.48550/arXiv.0912.2928. ISSN 0271-9053. 
  17. ^ Matsunaga, Noriyuki; Feast, Michael W.; Menzies, John W. (2009-08-01). "Period-luminosity relations for type II Cepheids and their application". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 397: 933–942. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14992.x. ISSN 0035-8711. 
  18. ^ Caputo, F.; Castellani, V.; Degl'Innocenti, S.; Fiorentino, G.; Marconi, M. (2004-09-01). "Bright metal-poor variables: Why ``Anomalous Cepheids?". Astronomy and Astrophysics. 424: 927–934. doi:10.1051/0004-6361:20040307. ISSN 0004-6361. 
  19. ^ Smolec, R.; Moskalik, P. (2008-09-01). "Double-Mode Classical Cepheid Models, Revisited". Acta Astronomica. 58: 233–261. doi:10.48550/arXiv.0809.1986. ISSN 0001-5237. 
  20. ^ Soszyński, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Kubiak, M.; Szymański, M. K.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2008-09-01). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. Triple-Mode and 1O/3O Double-Mode Cepheids in the Large Magellanic Cloud". Acta Astronomica. 58: 153–162. doi:10.48550/arXiv.0807.4182. ISSN 0001-5237. 
Diperoleh dari "https://id.wikipedia.org/w/index.php?title=Variabel_Cepheid&oldid=25342634"