Цефеиды

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Пульсация цефеиды
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. Для астрономов цефеиды являются своего рода маяками, благодаря зависимости период—светимость, цефеиды используются как эталоны светимости при определении расстояний до удалённых объектов[1][2].

Природа переменности цефеид[править | править код]

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[2]. В цикле пульсации звезда становится то больше и холоднее, то меньше и горячее. Наибольшая светимость достигается при наименьшем диаметре.

История[править | править код]

В 1784 году Джон Гудрайк открыл переменность δ Цефея. В 1908 году Генриетта Суон Ливитт открыла зависимость между периодом изменения блеска и светимостью звезды.

Харлоу Шепли первым широко применил метод определения расстояний по цефеидам, основанный на открытой Ливитт зависимости период-светимость для этих звёзд. Нашёл статистическим путём нуль-пункт этой зависимости и с её помощью оценил расстояния до ближайших шаровых скоплений; затем, последовательно используя другие критерии, определил расстояния (порядка сотен тысяч световых лет) до более далёких скоплений. Эдвин Хаббл обнаружил несколько цефеид в галактике Андромеды и вычислил расстояние до них, тем самым впервые доказав существование объектов вне нашей Галактики[3].

Зависимость светимости от периода классических цефеид выражается формулой [4], где  — средняя абсолютная звёздная величина в жёлтых лучах,  — 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 звёздной величины звёзд главной последовательности такой же массы), то есть цефеиды большей массы имеют большую светимость и больший период.

Типы цефеид[править | править код]

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 (на 1,5m) ниже, чем у классических цефеид.

Классические цефеиды являются проэволюционировавшими звёздами главной последовательности спектрального класса B с массами 3—12 солнечных. 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.

Другой подобный тип пульсирующих переменных — переменные типа RR Лиры.

Значимость[править | править код]

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

Примечания[править | править код]

  1. Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J. (2009). “Characteristics of the Galaxy according to Cepheids”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 398: 263—270. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009MNRAS.398..263M. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x.
  2. 1 2 Алексей Понятов. Пульсирующая // Наука и жизнь. — 2018. — № 6. — С. 36-45.
  3. Hubble Views the Star That Changed the Universe. NASA (23 мая 2011).
  4. M. W. Feast, R. M. Catchpole (1997), Astronomy Abstract Service The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes, vol. 286, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, сс. L1–L5, <http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.286L...1F Astronomy Abstract Service> 

Ссылки[править | править код]