Цефеиды

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(перенаправлено с «Цефеида»)
Перейти к: навигация, поиск
Рис. 1. Пульсация цефеиды
Рис. 2. Область пульсирующих звёзд на диаграмме Герцшпрунга — Рассела

Цефеи́ды — класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период—светимость, названный в честь звезды δ Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда.

Природа переменности цефеид[править | править вики-текст]

Цефеиды представляют собой жёлтые яркие гиганты, гиганты или сверхгиганты спектральных классов F и G, блеск которых изменяется с амплитудой в 0,5 до 2,0m и периодом 1—200 суток. Они в 103—105 раз ярче Солнца. Причиной переменности является пульсация внешних слоёв цефеид, что приводит к периодическим изменениям радиуса и температуры их фотосфер. В цикле пульсации звезда становится то больше и холоднее, то меньше и горячее. Наибольшая светимость достигается при наименьшем диаметре.

Зависимость светимости от периода классических цефеид выражается формулой M_v = -2,81 \log(P) - (1,43 \pm 0,1)[источник не указан 1979 дней], где M_v — средняя абсолютная звёздная величина в жёлтых лучах, P — период в сутках (Feast & Catchpole, 1997, калибровка по тригонометрическому параллаксу). Существование этой зависимости объясняется тем, что для цефеид, как и для любых звёзд одного класса, существует зависимость масса — светимость (они ярче примерно на 1m звездной величины звёзд главной последовательности такой же массы), то есть цефеиды большей массы имеют большую светимость и больший период.

Типы цефеид[править | править вики-текст]

Различают два типа цефеид: классические цефеиды, принадлежащие к молодой плоской составляющей звёздного населения I Галактики и цефеиды типа W Девы, относящиеся к старой сферической составляющей населения II. Классические цефеиды встречаются, как правило, в рассеянных звёздных скоплениях — а цефеиды типа W Девы — в шаровых скоплениях, их светимость примерно в 4 раза (примерно на 1,5m) ниже, чем у классических цефеид.

Классические цефеиды являются проэволюционировавшими звёздами главной последовательности спектрального класса B с массами 3-12 солнечных (см. Рис. 2). Периоды классических цефеид зависят не только от их масс, но и от возраста — по мере эволюции цефеиды её период уменьшается: для возраста ~107 лет период составляет около 50 суток, а для возраста ~108 лет — порядка суток.

Благодаря зависимости период—светимость, цефеиды используются как эталоны светимости при определении расстояний. Эдвин Хаббл обнаружил несколько цефеид в галактике Андромеды и вычислил расстояние до них, тем самым впервые доказав существование объектов вне нашей Галактики.

Другой подобный тип пульсирующих переменных — переменные типа RR Лиры.

Значимость[править | править вики-текст]

Для астрономов цефеиды являются своего рода маяками. Ориентируясь по их переменному блеску, астрономы выясняют расстояния до удаленных объектов и определяют постоянную Хаббла. Последние исследования, основанные на данных от космического спутника Спитцера, показывают что цефеиды могут терять массу, а значит может потребоваться пересчет известных расстояний.

Ссылки[править | править вики-текст]