Цефеида

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към навигацията Направо към търсенето
RS Puppis е една от най-ярките известни цефеиди в Млечния път. Снимка на телескопа Хъбъл.
Етапите на пулсация на цефеида.

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.[1] Прототип на тези звезди е звездата δ Цефей. Друга известна цефеида е Полярната звезда.

История[редактиране | редактиране на кода]

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 | редактиране на кода]

Връзката между периода на изменение на блясъка на една цефеида и нейната светимост е толкова строга,[2] 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:

,

където 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:

или същата формула, преобразувана за разстоянието:

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

Източници[редактиране | редактиране на кода]

  1. The Hubble Constant. // Annual Review of Astronomy and Astrophysics 48. 2010. DOI:10.1146/annurev-astro-082708-101829. с. 673.
  2. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud. // Acta Astronomica 49. 1999. с. 223.