Цефеида

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

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.

[править] Природа переменности цефеид

Цефеиды представляют собой жёлтые яркие гиганты или сверхгиганты спектральных классов F и G, блеск которых изменяется с амплитудой в 0,5 до 2,0^m и периодом 1—200 суток. Они в 10³—10⁵ раз ярче Солнца. Причинной 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 $M v = - 2,81log(P) - 1,43$ , 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 для цефеид, как и для любых звёзд одного класса, существует зависимость масса-светимость (они ярче примерно на 1^m звёзд главной последовательности такой же массы), то есть цефеиды большей массы имеют большую светимость и больший период.

[править] Типы цефеид

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 1,5^m) 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 доказал существование объектов вне нашей Галактики.

Другой подобный тип пульсирующих переменных — звёзды типа RR Лиры.

[править] Значимость

Для астрономов цефеиды являются своего рода маяками. Ориентируясь по их переменному блеску, астрономы выясняют расстояния до дальних галактик и определяют скорость расширения Вселенной.