Цефеиды: описание и характеристика с фото

Ограничения цефеид

Эти небесные тела невероятно ценны, но и у цефеид, как переменных звезд, есть ограничения. Главное состоит в том, что связь периода и светимости у типа II может основываться на более низкой металличности, фотометрическом загрязнении и пока неизвестном эффекте, который газ и пыль оказывают на свет.

Это привело к тому, что постоянная Хаббла имела два разных значения, колеблющиеся между 60-80 км/с на 1 миллион парсеков. Современная космология пытается решить эту проблему, так как результат влияет на вычисление скорости расширения Вселенной и ее размера. Теперь вы знаете, почему цефеиды называют маяками Вселенной и используют для различных исследований.

Самая маленькая звезда

Самая яркая звезда

Самая близкая звезда

Самая массивная звезда

Самая известная звезда

Вся информация о Звездах

Почему меняют светимость

Причина изменения светимости цефеид — радиальные пульсации. Атмосферы цефеид то расширяются, то сжимаются. При сжатии атмосфера звезды разогревается, а при расширении охлаждается. Мы видим цефеиду наиболее яркой, когда она сравнительно небольшая, но горячая. Пульсации цефеид проявляются не только в изменениях блеска. Для любой постоянной звезды можно определить скорость, с какой она движется вдоль луча зрения (лучевую скорость). У цефеид, как показали наблюдения, лучевые скорости меняются с тем же периодом, что и блеск: звезда пульсирует, и мы видим, как варьируют скорости атмосферных слоев относительно земного наблюдателя.

Материалы по теме

Полярная звезда наш верный ориентир

Суть этих процессов сводится к тому, что в верхних слоях звезд нарушены процессы газового давления и тяготения, из-за чего радиус звезды периодически сжимается, что наблюдателем воспринимается не иначе, как пульсация.

Сжатие радиуса звезды прямым образом влияет на температуру ее поверхности. Так, уменьшение радиуса цефеиды на 15% способно вызвать увеличение температуры звезды более чем на 1000 градусов по Кельвину.

Вместе с изменением длины радиуса звезды, изменяется и ее звездная величина – блеск. При минимальном радиусе звезда излучает максимальное количество света, а с увеличением радиуса количество излучаемого света становится меньше.

Чем полезны

Измеряя переменность блеска цефеиды и ее лучевой скорости, можно довольно точно определить размеры звезды и их изменения в ходе пульсаций. Ученым удалось определить взаимосвязь периода переменности цефеид и их светимости: чем больше период переменности, тем больше энергии цефеида излучает в пространство за единицу времени. Вычислив мощность излучения по зависимости период — светимость, можно определить расстояние до цефеиды, а если она входит в звездную систему (звездное скопление, галактику), то и расстояние до этой звездной системы.

Зная период цефеиды, можно определить и ее возраст. В 60-е гг. XX в. советский астроном Ю. Н. Ефремов установил: чем больше период цефеиды, тем она моложе. Однако не следует думать, что блеск любой пульсирующей переменной звезды меняется строго периодически. Даже переменные типа Миры Кита, характеризующиеся довольно регулярным поведением, в точности не повторяют форму кривой блеска и продолжительность интервала между максимумами от одного цикла к следующему.

Цефеиды малой амплитуды

Классические переменные цефеид с визуальными амплитудами ниже 0,5 звездной величины, почти симметричными синусоидальными кривыми блеска и короткими периодами были определены как отдельная группа, называемая цефеидами малой амплитуды. Они получают аббревиатуру DCEPS в GCVS. Сроки обычно составляют менее 7 дней, хотя точное время еще обсуждается. Термин s-цефеида используется для короткопериодических цефеид малой амплитуды с синусоидальными кривыми блеска, которые считаются первыми обертонными пульсаторами. Они находятся у красного края полосы нестабильности. Некоторые авторы используют s-цефеиду в качестве синонима звезд DECPS с малой амплитудой, в то время как другие предпочитают ограничиваться только звездами первого обертона.

Цефеиды малой амплитуды (DCEPS) включают Polaris и FF Aquilae , хотя обе могут пульсировать в основной моде. Подтвержденными первыми обертонными пульсаторами являются BG Crucis и BP Circini .

Переменные звезды

Полярная звезда — классическая Цефеида

Цефеиды относятся особому классу регулярных переменных звезд. Наиболее известной их представительницей является Полярная звезда, которая по сегодняшний день служит заблудившимся путникам ориентиром, показывая в северном полушарии точное направление на север.

Переменные звезды получили свое название благодаря тому, что их излучение субъективно воспринимается, как переменное – эти звезды, словно лампочки новогодней гирлянды, мигают нам из далеких глубин галактик. Их мигание вызвано рядом физических процессов, которые происходят внутри этих небесных тел. В астрономическом сообществе они широко известны, как природа переменности цефеид.

Где их можно найти

Сейчас в нашей Галактике известно несколько сот цефеид, еще несколько тысяч обнаружены в других галактиках. Благодаря цефеидам астрономы научились определять расстояния до других галактик. Не случайно цефеиды называют маяками Вселенной. Цефеиды — сравнительно молодые звезды, в Галактике они заметно концентрируются к ее плоскости и встречаются в рассеянных звездных скоплениях. А вот весьма многочисленные звезды другого типа пульсирующих переменных, звезды типа RR Лиры, в своем большинстве принадлежат к числу самых старых звезд. Их концентрация в галактической плоскости незначительна, зато этих звезд очень много в направлении на центр Галактики и в некоторых шаровых звездных скоплениях, являющихся самыми старыми известными в Галактике образованиями (их возраст превышает 10 млрд. лет).

Полярная звезда

Поля́рная звезда́ (α Малой Медведицы) — звезда +2,0m звёздной величины, расположенная вблизи Северного полюса мира. Это сверхгигант спектрального класса F7Ib. Расстояние до Земли — 431 световой год.Полярная находится менее чем в 1° от Северного полюса мира, поэтому она почти неподвижна при суточном вращении звёздного неба. Она очень удобна для ориентирования — направление на неё практически совпадает с направлением на север, а высота над горизонтом равна географической широте места наблюдения. Из-за прецессии земной оси положение Северного полюса мира меняется, ближе всего Полярная звезда подойдёт к нему около 2100 г. — на расстояние приблизительно 30′. В южном полушарии нет яркой полярной звезды. Напомним, что прецессия — явление, при котором момент импульса тела меняет своё направление в пространстве под действием момента внешней силы. Наблюдать прецессию достаточно просто: запустите волчок и подождите, пока он начнёт замедляться. Первоначально ось вращения волчка вертикальна. Затем его верхняя точка постепенно опускается и движется по расходящейся спирали. Это и есть прецессия оси волчка.

Полярная звезда является ярчайшей и ближайшей к Земле пульсирующей переменной звездой типа дельта Цефея с периодом 3,97 дней.На самом деле Полярная звезда представляет собой тройную звёздную систему. В центре системы располагается сверхгигант (Полярная А), в 2000 раз превосходящий по яркости наше Солнце. Полярная B расположена на приличном удалении от Полярной А, поэтому разглядеть её в телескопы нетрудно даже с поверхности Земли. Карликовый компаньон центральной звезды — Полярная Ab — располагается к гиганту настолько близко, что сфотографировать его удалось лишь «Хабблу». Приблизительный период обращения Полярной Ab составляет около 30 лет. Не исключено, что Полярная звезда и окружающие её звёзды являются остатком бедного рассеянного скопления.

Ориентация по Полярной звезде

Полярная звезда всегда находится над северной точкой горизонта в Северном полушарии. Это обстоятельство позволяет использовать её для ориентации на местности.Чтобы найти Полярную звезду, надо сначала найти созвездие Большой Медведицы, напоминающее ковш, затем через две звезды «стенки» ковша, противоположной «ручке», мысленно провести линию, на которой отложить пять раз расстояние между этими крайними звёздами. Примерно в конце этой линии находится Полярная звезда.

< Назад
Вперёд >

Кривые блеска

Кривая света Delta Cephei

Кривая блеска цефеид обычно асимметрична с быстрым подъемом до максимума света с последующим более медленным падением до минимума (например, Дельта Цефеи ). Это происходит из-за разности фаз между вариациями радиуса и температуры и считается характеристикой пульсатора основной моды, наиболее распространенного типа цефеид типа I. В некоторых случаях гладкая псевдосинусоидальная кривая блеска показывает «выпуклость», кратковременное замедление спада или даже небольшое повышение яркости, которое, как считается, связано с резонансом между основным и вторым обертонами. Шишка чаще всего наблюдается на нисходящей ветви звезд с периодом около 6 дней (например, Eta Aquilae ). По мере увеличения периода положение выпуклости приближается к максимуму и может вызвать двойной максимум или стать неотличимым от основного максимума для звезд с периодом около 10 дней (например, Zeta Geminorum ). На более длительных периодах можно увидеть бугорок на восходящей ветви кривой блеска (например, X Лебедя ), но для периода более 20 дней резонанс исчезает.

Меньшая часть классических цефеид показывает почти симметричные синусоидальные кривые блеска. Они называются s-цефеидами, обычно имеют более низкие амплитуды и короткие периоды. Большинство из них считаются пульсаторами первого обертона (например, X Sagittarii ) или выше, хотя некоторые необычные звезды, по-видимому, пульсирующие в основной моде, также демонстрируют такую форму кривой блеска (например, S Vulpeculae ). Ожидается, что звезды, пульсирующие в первом обертоне, будут встречаться в нашей галактике только с короткими периодами, хотя они могут иметь несколько более длительные периоды при более низкой металличности, например, в Магеллановых Облаках. Пульсаторы с более высоким обертоном и цефеиды, пульсирующие двумя обертонами одновременно, также более распространены в Магеллановых Облаках, и они обычно имеют нерегулярные кривые блеска с низкой амплитудой.

3. Природа сменности цефеид

В — годах было опубликовано цикл работ Артура Едингтона, посвященных адиабатическим радиальным собственным колебаниям газовых шаров (каковы звезды). Едингтон доказал, что такие собственные колебания должны быстро падать и для поддержания звездных пульсаций необходим механизм преобразования тепловой (или лучевой) энергии в механическую энергию пульсаций. Он также запропонув два возможных варианта такого механизма. Второй из них заключался в том, что непрозрачность звездного вещества может увеличиваться от сжатия. Этот механизм иногда называют клапанным, так как некоторый физический процесс регулирует поступление-отвод тепла подобно клапана. Другая распространенная название второго механизма Едингтона — каппа-механизм, поскольку непрозрачность звездного вещества астрономы обозначают греческой буквой κ (каппа). Едингтон не идентифицировал Физические природу такого механизма.

Это удалось сделать советскому ученому Сергею Александровичу Жевакина в — годах. Он построил модель пульсаций, в которой «клапаном» выступали зоны критической двойной ионизации гелия. Это зоны, в которых гелий сначала ионизируется до «голого» ядра (с поглощением энергии), а затем рекомбинирует к иону He + (с излучением энергии). Таким образом энергия задерживается в зоне на время, то есть поступление энергии к поверхности частично перекрывается.

По современным данным главную роль в пульсациях играют зоны ионизации водорода. Они расположены непосредственно под фотосферой звезды .

Примечания

↑
↑ Самусь Н. Н. . Астрономическое Наследие. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 402—403. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
↑
Самусь Н. Н. . Астрономическое Наследие. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ Dale E. Gary. . New Jersey’s Science & Technology University. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ Scott Gerard. . Villanova University (2014). Дата обращения 15 июля 2020.
↑
↑ Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II.Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud (англ.) // Acta Astronomica (англ.)русск. : journal. — 2008. — Vol. 58. — P. 293. — . — arXiv:0811.3636.
↑ David Darling. . Encyclopedia of Science. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ . OGLE Atlas of Variable Star Light Curves. Дата обращения 15 июля 2020.
↑
. Instituto Milenio de Astrofisika. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ David Darling. . Encyclopedia of Science. Дата обращения 15 июля 2020.
Самусь Н. Н. . Астрономическое Наследие. Дата обращения 15 июля 2020.
. Журнал «Переменные звёзды». Астронет. Дата обращения 15 июля 2020.
. Oxford Reference. Дата обращения 15 июля 2020.
Генриетта Ливитт. 1777 variables in the Magellanic Clouds // Annals of Harvard College Observatory. — 1908. — Т. 60. — С. 87. — .
↑ Расторгуев А. С. . Государственный астрономический институт имени П. К. Штернберга. Дата обращения 15 июля 2020.
Eddington, A. S. The pulsation theory of Cepheid variables (англ.) // The Observatory (англ.)русск.. — 1917. — Vol. 40. — P. 290. — .
Smith, D. H. Eddington’s Valve and Cepheid Pulsations (англ.) // Sky and Telescope : magazine. — 1984. — Vol. 68. — P. 519. — .
M. Heydari-Malayeri. . An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics. Дата обращения 15 июля 2020.
. Australia Telescope National Facility. Дата обращения 15 июля 2020.

Переменные звезды

Полярная звезда — классическая Цефеида

Цефеиды — это особый класс регулярных переменных звезд. Наиболее известной их представительницей является Полярная звезда, которая по сегодняшний день служит заблудившимся путникам ориентиром, показывая в северном полушарии точное направление на север.

Примечания

↑
↑ Самусь Н. Н. . Астрономическое Наследие. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 402—403. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
↑
Самусь Н. Н. . Астрономическое Наследие. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ Dale E. Gary. . New Jersey’s Science & Technology University. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ Scott Gerard. . Villanova University (2014). Дата обращения 15 июля 2020.
↑
↑ Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II.Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud (англ.) // Acta Astronomica (англ.)русск. : journal. — 2008. — Vol. 58. — P. 293. — . — arXiv:0811.3636.
↑ David Darling. . Encyclopedia of Science. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ . OGLE Atlas of Variable Star Light Curves. Дата обращения 15 июля 2020.
↑
. Instituto Milenio de Astrofisika. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ David Darling. . Encyclopedia of Science. Дата обращения 15 июля 2020.
Самусь Н. Н. . Астрономическое Наследие. Дата обращения 15 июля 2020.
. Журнал «Переменные звёзды». Астронет. Дата обращения 15 июля 2020.
. Oxford Reference. Дата обращения 15 июля 2020.
Генриетта Ливитт. 1777 variables in the Magellanic Clouds // Annals of Harvard College Observatory. — 1908. — Т. 60. — С. 87. — .
↑ Расторгуев А. С. . Государственный астрономический институт имени П. К. Штернберга. Дата обращения 15 июля 2020.
Eddington, A. S. The pulsation theory of Cepheid variables (англ.) // The Observatory (англ.)русск.. — 1917. — Vol. 40. — P. 290. — .
Smith, D. H. Eddington’s Valve and Cepheid Pulsations (англ.) // Sky and Telescope : magazine. — 1984. — Vol. 68. — P. 519. — .
M. Heydari-Malayeri. . An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics. Дата обращения 15 июля 2020.
. Australia Telescope National Facility. Дата обращения 15 июля 2020.

2. Классификация

По современной классификации цефеиды разделяют на:

классические (или цефеиды плоской составляющей Галактики, типа сменности по классификации GCVS : DCep, DCepS, CepB)
цефеиды сферической составляющей галактики (или переменные типа W Девы : CWa, CWb). Последние отличаются от классических цефеид (с таким же периодом) меньше светимости: примерно вчетверо, или на 1,5 m (то есть для них зависимость между периодом и светимостью имеет несколько иной вид, чем для классических цефеид).

Ранее в цефеид относили все переменные звезды, похожие по кривым изменения блеска. Короткопериодические цефеиды долгое время называли переменные типа RR Лиры. Некоторое время называли карликовыми цефеид переменные типа δ Щита.

Хотя механизм возникновения и пидримання пульсаций у них одинаковый, от таких названий отказались, потому что звезды вышеупомянутых типов находятся на разных стадиях звездной эволюции.

Цефеиды — это звезды, которые уже прошли стадию главной последовательности (где они спектральный класс B), в них началось термоядерное горение гелия и они направляются в стадии красных сверхгигантов. Длительность пребывания на этом пути составляет несколько миллионов лет. За это время звезда может неоднократно попадать в полосу нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела

Значение для астрономии[править | править код]

Из-за известной и повторяемой связи между периодом и светимостью цефеиды используются в качестве стандартных свеч в астрономии. С их помощью можно находить расстояния в диапазоне от 100 пк до 20 Мпк, для большей части которого измерения расстояний методом дают очень низкую точность. Таким образом, цефеиды важны для определения расстояний до далёких объектов и установления шкалы расстояний в астрономии.

В 1916–1918 годах, на основании работ Генриетты Ливитт и Эйнара Герцшпрунга, Харлоу Шепли впервые использовал цефеиды в качестве стандартных свеч. Уточнив соотношение светимости и периода, он оценил расстояния до ближайших шаровых скоплений; затем, последовательно используя другие критерии, он определил расстояния (порядка сотен тысяч световых лет) до более далёких скоплений, выяснил размеры Млечного Пути и определил, что Солнце находится на краю Галактики. В 1925–1926 годах Эдвин Хаббл обнаружил несколько цефеид в галактике Андромеды и вычислил расстояние до них, тем самым впервые доказав существование объектов вне нашей Галактики. В дальнейшем по результатам наблюдений движения цефеид была определена форма спиральных рукавов Млечного Пути и скорость вращения объектов в нём. При этом большинство цефеид имеют очень высокие светимости, поэтому легко доступны для наблюдения те, что расположены в соседних галактиках, и благодаря этому цефеиды используют для нахождения расстояний до других галактик, что позволяет определить постоянную Хаббла, и до ещё более ярких объектов — сверхновых. Ускоренное расширение Вселенной также было открыто благодаря цефеидам: оказалось, что фотометрически определённые расстояния до самых дальних галактик не соответствуют скоростям их удаления.

Данные о цефеидах и их точность очень важны: например, ошибка в определении абсолютной светимости цефеид на 1m приводит к ошибке в определении расстояний в 1,58 раз, и такая же ошибка будет в значении постоянной Хаббла, определяемой по расстоянию до цефеид. Точное определение зависимости период — светимость затрудняется тем, что на эту зависимость влияют, например, металличность звезды и её текущее положение на полосе нестабильности, и, в частности, по этой причине оценки постоянной Хаббла варьируются от 60 до 80 км·с−1·Мпк−1.

Свойства

Эволюционный трек звезды 5 M _☉, пересекающий полосу нестабильности во время горящей гелием синей петли

Классические переменные цефеиды в 4–20 раз массивнее Солнца и примерно в 1000–50 000 (более 200 000 для необычного V810 Centauri ) раз ярче. Спектроскопически это яркие гиганты или сверхгиганты низкой светимости спектрального класса F6 — K2. Температура и спектральный класс меняются по мере их пульсации. Их радиусы от нескольких десятков до нескольких сотен раз больше, чем у Солнца. Более светящиеся цефеиды холоднее, крупнее и имеют более длительный период. Наряду с изменениями температуры их радиусы также изменяются во время каждой пульсации (например, на ~ 25% для более длиннопериодического l Car ), что приводит к изменениям яркости до двух величин. Изменения яркости более выражены на более коротких длинах волн.

Цефеидные переменные могут пульсировать в основном режиме , первом обертоне или, реже, в смешанном режиме. Пульсации в обертоне выше первого редки, но интересны. Большинство классических цефеид считаются пульсаторами основной моды, хотя отличить моду от формы кривой блеска непросто. Звезды, пульсирующие в обертоне, ярче и крупнее, чем пульсатор основной моды с тем же периодом.

Когда звезда промежуточной массы (IMS) сначала удаляется от главной последовательности, она очень быстро пересекает полосу нестабильности, пока водородная оболочка все еще горит. Когда гелиевое ядро воспламеняется в IMS, оно может выполнить синюю петлю и снова пересечь полосу нестабильности, один раз в процессе эволюции до высоких температур, а затем снова вернуться к асимптотической гигантской ветви . Звезды с массой более 8–12 M _☉ начинают гореть гелий в ядре, не достигнув ветви красных гигантов, и становятся красными сверхгигантами , но все же могут образовывать синюю петлю через полосу нестабильности. Продолжительность и даже наличие синих петель очень чувствительны к массе, металличности и содержанию гелия звезды. В некоторых случаях звезды могут пересекать полосу нестабильности в четвертый и пятый раз, когда начинается горение гелиевой оболочки. Скорость изменения периода переменной цефеиды, наряду с химическим составом, обнаруживаемым в спектре, может использоваться, чтобы определить, какое пересечение совершает конкретная звезда.

Классические переменные цефеиды были звездами главной последовательности типа B раньше, чем примерно B7, возможно, поздними звездами O, прежде чем в их ядрах закончился водород. Более массивные и горячие звезды развиваются в более светящиеся цефеиды с более длинными периодами, хотя ожидается, что молодые звезды в нашей галактике с металличностью, близкой к солнечной, обычно теряют достаточно массы к тому времени, когда они впервые достигают полосы нестабильности, что у них будут периоды 50 дней или меньше. Выше определенной массы, 20–50 M _{☉ в} зависимости от металличности, красные сверхгиганты эволюционируют обратно в голубых сверхгигантов, а не образуют синюю петлю, но они будут делать это как нестабильные желтые гипергиганты, а не как регулярно пульсирующие переменные цефеид. Очень массивные звезды никогда не остывают достаточно, чтобы достичь полосы нестабильности, и никогда не становятся цефеидами. При низкой металличности, например в Магеллановых Облаках, звезды могут сохранять большую массу и становиться более яркими цефеидами с более длинными периодами.

Природа переменности цефеид

Пульсация цефеид

Как мы уже говорили выше, мигание или пульсация цефеид вызвана рядом естественных физических процессов, которые до конца еще не выяснены астрономами.

Происхождение названия

Дельта Цефея

Название «Цефеиды» происходит от наименования одноименной звезды Дельта Цефея. Звездная величина этого небесного светила меняется каждые пять дней в диапазоне от 3,6 до 4,3 единиц.

Физические характеристики

Цефеиды – это обычно гиганты и сверхгиганты, относящиеся к спектральным классам F и G. Эти звезды в несколько тысяч раз ярче нашего Солнца, что не всегда пропорционально их массе. Например, встречаются цефеиды масса которых составляет всего четверть солнечной. Однако есть среди них гиганты, вес которых превосходит массу нашей звезды в сорок раз. Часто среди цефеид встречаются двойные звезды, однако существуют и цефеиды-одиночки, которые также отличаются высокой степенью свечения.

Типы цефеид

Астрономы различают два типа цефеид: цефеиды населения І и населения ІІ. Цефеиды первого населения обычно обитают в рассеянных звездных скоплениях. Эти звезды имеют сравнительно молодой возраст. Их обычно называют классическими цефеидами.

Ярким представителем цефеид второго населения является W Девы. Если цефеиды населения І обитают в рассеянных звездных скоплениях, то цефеиды населения ІІ наиболее часто встречаются в шаровых скоплениях, расположенных вблизи галактического центра. Их возраст выше возраста звезд населения І, а свечение заметно ниже.

Значимость в астрономии

Изменение блеска звезды V1 в галактике M31

Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной. Причина этого в том, что эти небесные тела позволяют вычислить расстояние к удаленным космическим объектам, в частности галактикам. Происходит это следующим образом. Допустим, вы обнаружили цефеиду в другой галактике. Первое, что вам нужно сделать – это вычислить период ее пульсации, благодаря которому вы сможете измерить светимость звезды. Сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до звезды, а также до галактики, в которой вы ее обнаружили.

Интересные факты

Светимость цефеид напрямую зависит от периода их пульсации: чем больше период, тем интенсивнее светимость звезды;
Большинство цефеид можно увидеть невооруженным глазом. Многие из них удалены от Земли на расстоянии свыше 60 млн. световых лет;
Первая открытая астрономами звезда переменного типа – Дельта Цефея. В честь нее описанный выше класс звезд и получил свое название.

https://youtube.com/watch?v=yfZJkKeZfMY

Примечания[править | править код]

↑
↑ Самусь Н. Н. . Астрономическое Наследие. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 402—403. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
↑
Самусь Н. Н. . Астрономическое Наследие. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ Dale E. Gary. . New Jersey’s Science & Technology University. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ Scott Gerard. . Villanova University (2014). Дата обращения 15 июля 2020.
↑
↑ Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II.Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud (англ.) // Acta Astronomica (англ.)русск. : journal. — 2008. — Vol. 58. — P. 293. — . — arXiv:0811.3636.
↑ David Darling. . Encyclopedia of Science. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ . OGLE Atlas of Variable Star Light Curves. Дата обращения 15 июля 2020.
↑
. Instituto Milenio de Astrofisika. Дата обращения 15 июля 2020.
↑ David Darling. . Encyclopedia of Science. Дата обращения 15 июля 2020.
Самусь Н. Н. . Астрономическое Наследие. Дата обращения 15 июля 2020.
. Журнал «Переменные звёзды». Астронет. Дата обращения 15 июля 2020.
. Oxford Reference. Дата обращения 15 июля 2020.
Генриетта Ливитт. 1777 variables in the Magellanic Clouds // Annals of Harvard College Observatory. — 1908. — Т. 60. — С. 87. — .
↑ Расторгуев А. С. . Государственный астрономический институт имени П. К. Штернберга. Дата обращения 15 июля 2020.
Eddington, A. S. The pulsation theory of Cepheid variables (англ.) // The Observatory (англ.)русск.. — 1917. — Vol. 40. — P. 290. — .
Smith, D. H. Eddington’s Valve and Cepheid Pulsations (англ.) // Sky and Telescope : magazine. — 1984. — Vol. 68. — P. 519. — .
M. Heydari-Malayeri. . An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics. Дата обращения 15 июля 2020.
. Australia Telescope National Facility. Дата обращения 15 июля 2020.

Неопределенности в расстояниях, определенных цефеидами

Основными неопределенностями, связанными со шкалой расстояний до цефеид, являются: характер отношения период-светимость в различных полосах пропускания, влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих отношений, а также эффекты фотометрического загрязнения (смешения) и изменяющийся (обычно неизвестный) закон вымирания на классических расстояниях до цефеид. Все эти темы активно обсуждаются в литературе.

Эти нерешенные вопросы привели к указанным значениям постоянной Хаббла в диапазоне от 60 км / с / Мпк до 80 км / с / Мпк. Устранение этого несоответствия является одной из важнейших проблем астрономии, поскольку космологические параметры Вселенной могут быть ограничены путем предоставления точного значения постоянной Хаббла.

Что такое цефеиды

Хаббл запечатлел переменную звезду RS Кормы

Переменными именуют звезды, чья яркость колеблется. Цефеидами называют особый вид переменных. Их масса в 5-20 превышает солнечную. Но суть в том, что они пульсируют в радиальном направлении и меняют диаметр и температуру.

Лучше всего то, что пульсации связаны с абсолютной яркостью, которая меняется в конкретные периоды (1-100 дней). Если строить кривую блеска в зависимости от величины и периода, то она напомнит плавник акулы – внезапный пик, а затем снижение.

Класс звезд получил наименование от звезд Дельта Цефея. Анализ спектра выявил изменения температуры от 5500 К до 6600 К, а также диаметра ~15%.