Цефеїда

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Пульсація цефеїди

Цефеїда (від назви зірки δ Цефея) — назва класу пульсуючих (змінних) зір (гігантів та надгігантів) спектральних класів F5-F8 (у максимумі блиску) з амплітудами від 0,5m до 2,0m та періодами коливання від 1 до 146 діб.

Причиною змінності є пульсація зовнішніх шарів цефеїди. Це призводить до періодичної зміни температури та радіусу. Найбільша світність приблизно відповідає моменту найшвидшого розширення зірки[1]. Зміна розміру цефеїд може сягати кількох радіусів Сонця.

Історія[ред.ред. код]

Змінність δ Цефея виявив та вперше дослідив англієць Джон Гудрайк 1784 року.

1899 року Карл Шварцшильд виявив, що у зірок, подібних до δ Цефея, амплітуда змін блиску у фотографічних променях набагато більша, ніж у видимих променях, і пояснив це змінами температури у результаті пульсацій.

1908 року Генрієта Лівіт виявила 1777 змінніх зір у Малій Магеллановій Хмарі. Для 16 з них вона визначила періоди змінності; виявилося, що яскравіші зорі мають довший період. Враховуючи велику відстань до Магелланової хмари (порівняно із розмірами самого об'єкта), ці досліди було інтерпретовано як залежність світності (а не лише видимої зоряної величини) від періоду. Тоді ще не було достеменно відомо, що відкриті зорі є цефеїдами. На це вперше звернув увагу Ейнар Герцшпрунг 1913 року. Він же висунув ідею про використання цієї залежності для визначення відстаней до цефеїд. Визначивши паралакси тринадцяти цефеїд він обчислив відстані до них і таким чином побудував шкалу відстаней.

Класифікація[ред.ред. код]

HR-diag-instability-strip-uk.svg

За сучасною класифікацією цефеїди поділяють на:

  • класичні (або цефеїди плоскої складової Галактики, типи змінності за класифікацією GCVS: DCep, DCepS, CepB);
  • цефеїди сферичної складової галактики (або змінні типу W Діви: CWa, CWb). Останні відрізняються від класичних цефеїд (із таким же періодом) меншою світністю: приблизно вчетверо, або на 1,5m (тобто для них залежність між періодом та світністю має дещо інший вигляд, ніж для класичних цефеїд).

Раніше до цефеїд відносили всі змінні зорі, схожі за кривими зміни блиску. Короткоперіодичними цефеїдами тривалий час називали змінні типу RR Ліри. Деякий час називали карликовими цефеїдами змінні типу δ Щита.

Хоча механізм виникнення та підримання пульсацій у них однаковий, від таких назв відмовилися, тому що зорі вищезазначених типів перебувають на різних стадіях зоряної еволюції.

Цефеїди — це зорі, що вже пройшли стадію головної послідовності (де вони мали спектральний клас B), в них розпочалося термоядерне горіння гелію і вони прямують до стадії червоних надгігантів. Тривалість перебування на цьому шляху становить декілька мільйонів років. За цей час зоря може неодноразово потрапляти до смуги нестабільності на діаграмі Герцшпрунга—Рассела

Природа змінності цефеїд[ред.ред. код]

У 19181926 роках було опубліковано цикл робіт Артура Едінгтона, присвячених адіабатичним радіальним власним коливанням газових куль (якими є зорі). Едінгтон довів, що такі власні коливання мають швидко згасати і для підтримання зоряних пульсацій необхідний механізм перетворення теплової (чи променевої) енергії в механічну енергію пульсацій. Він також запропонув два можливих варіанти такого механізму. Другий з них полягав у тому, що непрозорість зоряної речовини може збільшуватися від стиснення. Цей механізм іноді називають клапанним, тому що деякий фізичний процес регулює надходження—відведення тепла подібно до клапана. Інша розповсюджена назва другого механізму Едінгтона — каппа-механізм, оскільки непрозорість зоряної речовини астрономи позначають грецькою літерою κ (каппа). Едінгтон не ідентифікував физичну природу такого механізму.

Це вдалося зробити радянському вченому Сергію Олександровичу Жевакіну у 19491956 роках. Він побудував модель пульсацій, у якій «клапаном» виступали зони критичної подвійної іонізації гелію. Це зони, у яких гелій спочатку іонізується до «голого» ядра (із поглинанням енергії), а потім рекомбінує до іону He+ (із випромінюванням енергії). Таким чином енергія затримується у зоні на деякий час, тобто надходження енергії до поверхні частково перекривається.

За сучасними даними головну роль у пульсаціях відіграють зони іонізації водню. Вони розташовані безпосередньо під фотосферою зірки[1].

Значимість[ред.ред. код]

Однією з найважливіших особливостей цефеїд, що зумовила надзвичайно велике значення цих зір в астрономії, є встановлена залежність між періодом пульсацій та світністю зорі[2]. Ця залежність декілька разів переглядалася та уточнювалася. Для класичних цефеїд за сучасними даними вона має вигляд:

M_V = -3.88 - 2.87(lg P - 1)

де:

Спостерігаючи період зміни блиску можна визначити світність такої зорі. А отримавши абсолютну зоряну величину можна зі співвідношення з видимою зоряною величиною визначити відстань до цефеїди. Оскільки цефеїди — дуже яскраві зорі, їх можна спостерігати у віддалених зоряних системах(розсіяних та кулястих скупченнях, сусідніх галактиках). За допомогою потужних телескопів можна спостерігати окремі цефеїди у цих зоряних системах і визначити відстань до них. Завдяки цій унікальній рисі цефеїди отримали назву маяків Всесвіту.

Таким чином цефеїди слугують важливою ланкою для побудови шкали міжзоряних та міжгалактичних відстаней, визначення сталої Габбла та віку Всесвіту.

Найвідоміші цефеїди[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]

  1. а б Ю. А. Фадеев Пульсации звезд Природа август 2006 г. (рос.)
  2. Н. Н. Самусь 2.2 Классические цефеиды. Типы по ОКПЗ: DCEP, DCEPS, CEP(B). // Переменные звёзды.. — Учебное пособие по курсу «Астрономия». (рос.)

Джерела[ред.ред. код]