Цефеида

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към: навигация, търсене

Цефеидата е променлива звезда, гигант или жълт свръхгигант, чиято маса е между 4 и 15 слънчеви маси, а светимостта и между 100 и 30 000 слънчеви светимости. При цефеидите се наблюдава строга зависимост между яркостта на звездата и периода на изменение на блясъка ѝ, което ни позволява да измерим директно разстоянията до тях. Прототип на тези звезди е звездата δ Цефей. Друга известна цефеида е Полярната звезда.

История[редактиране | edit source]

За пръв път, Хенриета Ливит (която тогава работела в Харвардския университет) забелязала изключителната важност на цефеидите за определяне на разстоянията до галактиките. Тя забелязала, че периодът на изменение на блясъка на една цефеида е право пропорционален на блясъка на звездата. Понеже тази зависимост е изключително строга, стига да се измери разстоянието до някоя цефеида (или до няколко, за по-голяма точност), и може да се определи отношението на периода и към нейния абсолютен блясък. След като това отношение стане известно, можем да определим разстоянието до всяка една друга такава звезда.

Метод на цефеидите[редактиране | edit source]

Връзката между периода на изменение на блясъка на една цефеида и нейната светимост е толкова строга, че вече повече от век се използва от астрономите като един от основните методи за определяне на разстоянията във Вселената. Зависимостта е наистина много строга: светимостта на цефеида с период от 3 дни е 800 пъти по-голяма от слънчевата; цефеида с период от 30 дни има светимост от 10 000 слънчеви светимости. След като зависимостта период-светимост е била калибрирана по най-близките цефеиди, до които разстоянието е било измерено с други средства, вече е станало възможно да се прилага тази зависимост за други звезди и така да се определя разстоянието до тях. Ако те се намират в други галактики, то могат да се измерват директно разстоянията до тези галактики.

За да определим разстоянието до една цефеида, то се оказва необходимо да оценим нейната видима величина, както и нейния период на изменение на блясъка.

Абсолютната звездна величина на цефеидата се получава по формулата:

M_v = -2,81 \log(P) - 1,43,

където M_v е Абсолютната звездна величина на звездата, а P е периодът ѝ.

Знаейки Абсолютната звездна величина , и след като сме определили с наблюдения нейната видима величина, можем да намерим разстоянието от определението за абсолютна величина:

M_v=m+5 \lg \frac{d}{d_0}

или същата формула, преобразувана за разстоянието:

d=d_0 10^{\frac{M-m}{5}}

(където M_v е абсолютната звездна величина, m е видимата, d е разстоянието до звездата, а d_0 е стандартното разстояние, за което определяме абсолютна звездна величина (10 парсека))