Войти
A Цефеида переменная () - это тип звезды, которая пульсирует в радиальном направлении, имея оба диаметра. и температура и создание изменений яркости с четко определенным стабильным периодом и амплитудой.
Сильная прямая взаимосвязь между светимостью переменной цефеид и периодом пульсации сделала цефеиды важными индикаторами космических ориентиров для масштабирования галактических и внегалактических расстояний. Эта надежная характеристика классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Свон Ливитт после изучения тысяч переменных звезд в Магеллановых облаках. Это открытие позволяет узнать истинную светимость цефеиды, просто наблюдая за периодом ее пульсации. Это, в свою очередь, позволяет определить расстояние до звезды, сравнивая ее известную светимость с наблюдаемой.
Термин цефеида происходит от Дельта Цефея в созвездии Цефей, идентифицированного Джоном Гудриком в 1784 году, первым представителем этого типа, который был так определили.
Механика пульсации как теплового двигателя была предложена в 1917 году Артуром Стэнли Эддингтоном (который подробно писал о динамике цефеид), но только в 1953 году С. А. Жевакин определил ионизированный гелий как вероятный клапан для двигателя.
Кривые период-светимость классических и цефеид типа II 10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт обнаружил изменчивость Эта Аквила, первого известного представителя класса классических переменных цефеид. Однако одноименной звездой для классических цефеид является Дельта Цефеи, переменная которой обнаружил Джон Гудрик несколько месяцев спустя. К концу XIX века количество подобных переменных выросло до нескольких десятков, и они были отнесены к классу цефеидов. Большинство цефеид были известны по характерным формам кривых блеска с быстрым увеличением яркости и горбом, но некоторые с более симметричными кривыми блеска были известны как Геминиды после прототипа ζ Geminorum.
Связь между периодом и светимость классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Свон Ливитт при исследовании тысяч переменных звезд в Магеллановых облаках. Она опубликовала его в 1912 году с дополнительными доказательствами.
В 1913 году Эйнар Герцшпрунг попытался определить расстояния до 13 цефеид, используя движение по небу. Однако его исследования позже потребуют пересмотра. В 1918 году Харлоу Шепли использовал цефеиды, чтобы наложить начальные ограничения на размер и форму Млечного Пути, а также на положение нашего Солнца в нем. В 1924 году Эдвин Хаббл установил расстояние до классических переменных цефеид в галактике Андромеды, до того известной как туманность Андромеды , и показал, что переменные не являются члены Млечного Пути. Открытие Хаббла разрешило вопрос, поднятый в «Великой дискуссии » о том, представляет ли Млечный Путь всю Вселенную или является лишь одной из многочисленных галактик во Вселенной.
В 1929 году Хаббл и Милтон Л. Хьюмасон сформулировали то, что сейчас известно как закон Хаббла, объединив расстояния от цефеид до нескольких галактик с измерениями Весто Слайфера. скорость, с которой эти галактики удаляются от нас. Они обнаружили, что Вселенная расширяется (см. расширение Вселенной ). Однако расширение Вселенной было положено несколькими годами ранее Жоржем Лемэтром.
Иллюстрация переменных цефеид (красные точки) в центре Млечного Пути В середине 20-го века возникли серьезные проблемы с астрономическими данными. Шкала расстояний была решена путем разделения цефеид на разные классы с очень разными свойствами. В 1940-х годах Вальтер Бааде выделил две отдельные популяции цефеид (классическую и тип II). Классические цефеиды - более молодые и более массивные звезды популяции I, тогда как цефеиды типа II - более старые и более слабые звезды популяции II. Классические цефеиды и цефеиды типа II следуют разным соотношениям период-светимость. Светимость цефеид типа II в среднем меньше, чем у классических цефеид примерно на 1,5 звездной величины (но все же ярче, чем звезды типа RR Лиры). Основополагающее открытие Бааде привело к двукратному увеличению расстояния до M31 и внегалактической шкалы расстояний. Звезды типа RR Лиры, тогда известные как переменные скопления, довольно рано были признаны отдельным классом переменных, отчасти из-за их коротких периодов.
Механика пульсации как теплового двигателя была предложена в 1917 году. Автор Артур Стэнли Эддингтон (который подробно писал о динамике цефеид), но только в 1953 году С. А. Жевакин определил ионизированный гелий как вероятный клапан для двигателя.
Цефеидные переменные делятся на два подкласса, которые демонстрируют заметно разные массы, возраст и эволюционную историю: классические цефеиды и цефеиды типа II. Переменные Дельта Щита - это звезды A-типа на главной последовательности или рядом с ней в нижнем конце полосы нестабильности и первоначально назывались карликовыми цефеидами. Переменные RR Лиры имеют короткие периоды и лежат на полосе нестабильности, где она пересекает горизонтальную ветвь. Переменные Delta Scuti и переменные RR Lyrae обычно не обрабатываются с помощью переменных цефеид, хотя их пульсации происходят с тем же механизмом ионизации гелия каппа-механизм.
Кривая блеска из Delta Cephei, прототип классических цефеид, демонстрирующий регулярные изменения, вызываемые собственными звездными пульсациями Классические цефеиды (также известные как цефеиды популяции I, цефеиды типа I или переменные дельта-цефеиды) претерпевают пульсации с очень регулярными периодами порядка дней до месяцы. Классические цефеиды - это переменные звезды населения I , которые в 4–20 раз массивнее Солнца и до 100 000 раз ярче. Эти цефеиды - яркие желтые гиганты и сверхгиганты спектрального класса F6 - K2, и их радиусы изменяются на (~ 25% для более длиннопериодических I Килей ) миллионов километров за цикл пульсации..
Классические цефеиды используются для определения расстояний до галактик в пределах Местной группы и за ее пределами, и являются средством, с помощью которого можно установить постоянную Хаббла. Классические цефеиды также использовались для уточнения многих характеристик нашей галактики, таких как высота Солнца над галактической плоскостью и локальная спиральная структура Галактики.
Группа классических цефеид с небольшими амплитудами и синусоидальной Кривые блеска часто разделяются на цефеиды с малой амплитудой или s-цефеиды, многие из которых пульсируют в первом обертоне.
Кривая блеска κ Pavonis, цефеиды Типа II, записанная НАСА Транзитным спутником исследования экзопланет (TESS) Тип II Цефеиды (также называемые цефеидами популяции II) - это переменные звезды популяции II, которые пульсируют с периодами обычно от 1 до 50 дней. Цефеиды типа II обычно металл - бедные, старые (~ 10 млрд лет), маломассивные объекты (~ половина массы Солнца). Цефеиды II типа по периоду делятся на несколько подгрупп. Звезды с периодами от 1 до 4 дней относятся к подклассу BL Her, 10–20 дней относятся к подклассу W Virginis, а звезды с периодами более 20 дней относятся к подклассу подкласс RV Тельца.
Цефеиды типа II используются для определения расстояния до Галактического центра, шаровых скоплений и галактик.
Группа пульсирующих звезд на полосе нестабильности имеет периоды менее 2 суток, аналогичные переменным RR Лиры, но с более высокой светимостью. Аномальные переменные цефеид имеют массу выше, чем цефеиды типа II, переменные RR Лиры и наше Солнце. Неясно, являются ли они молодыми звездами на "повернутой назад" горизонтальной ветви, голубыми отставшими, образованными в результате массопереноса в двойных системах, или их сочетанием.
Наблюдалось, что небольшая часть переменных цефеид пульсирует в двух режимах одновременно, обычно это основной и первый обертон, иногда второй обертон. Очень малое число пульсирует в трех режимах или необычная комбинация режимов, включая более высокие обертоны.
Главный среди неопределенностей, связанных с классической шкалой расстояний и шкалой цефеид II типа 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 изменения (обычно неизвестен) закон вымирания на расстояниях до цефеид. Все эти темы активно обсуждаются в литературе.
Эти нерешенные вопросы привели к приведенным значениям постоянной Хаббла (полученной из классических цефеид) в диапазоне от 60 км / с / Мпк до 80 км / с / Мпк. Устранение этого несоответствия - одна из важнейших задач астрономии, поскольку космологические параметры Вселенной могут быть ограничены путем предоставления точного значения постоянной Хаббла. Неопределенности с годами уменьшились, отчасти из-за таких открытий, как RS Puppis.
Delta Cephei также имеет особое значение как калибратор зависимости периода цефеид от светимости, поскольку расстояние до нее является одним из наиболее точно установленных для Цефеида, отчасти потому, что она входит в звездное скопление , а также из-за наличия точных параллаксов космического телескопа Хаббл / Hipparcos. Точность измерений расстояний до переменных цефеид и других тел в пределах 7500 световых лет значительно повышается за счет объединения изображений Хаббла, полученных с разницей в шесть месяцев, когда Земля и Хаббл находятся по разные стороны от Солнца.
Общепринятое объяснение пульсации цефеид называется клапаном Эддингтона или «κ-механизм », где греческая буква κ (каппа) является обычным символом непрозрачности газа.
Гелий - газ, который считается наиболее активным в процессе. Дважды ионизированный гелий (гелий, в атомах которого отсутствуют оба электрона) более непрозрачен, чем однократно ионизированный гелий. Чем больше нагревается гелий, тем больше он ионизируется. В самой тусклой части цикла цефеид ионизированный газ во внешних слоях звезды непрозрачен, поэтому нагревается излучением звезды и из-за повышения температуры начинает расширяться. По мере расширения он охлаждается и, таким образом, становится менее ионизированным и, следовательно, более прозрачным, позволяя выходить излучению. Затем расширение останавливается и обращается вспять из-за гравитационного притяжения звезды. Затем процесс повторяется.
В 1879 году продемонстрировал, что период адиабатической радиальной пульсации для однородной сферы связан с ее поверхностной гравитацией и радиусом через соотношение:
где k - константа пропорциональности. Теперь, поскольку поверхностная гравитация связана с массой и радиусом сферы через соотношение:
в итоге получаем:
где Q - постоянная, называемая константой пульсации.
