Цефеиды

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
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. Для астрономов цефеиды являются своего рода маяками, благодаря зависимости период—светимость, цефеиды используются как эталоны светимости при определении расстояний до удаленных объектов.

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.

История[править | править вики-текст]

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 звезд. Нашел 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 далеких скоплений.
Эдвин Хаббл обнаружил несколько цефеид в галактике Андромеды и вычислил расстояние до них[источник не указан 428 дней], тем самым впервые доказав существование объектов вне нашей Галактики.

Зависимость светимости от периода классических цефеид выражается формулой [1], 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 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 (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.

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.

Примечания[править | править вики-текст]

  1. 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 вики-текст]