Войти
Отношение периода к светимости для классических переменных цефеид В астрономии отношение периода к светимости - это соотношение, связывающее светимость пульсирующих переменных звезд с периодом их пульсации. Наиболее известным соотношением является закон прямой пропорциональности, выполняемый для классических цефеид, иногда называемый законом Ливитта . Обнаруженная в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт, это соотношение установило цефеиды как основополагающие индикаторы космических ориентиров для масштабирования галактических и внегалактических расстояний. Физическая модель, объясняющая закон Ливитта для классических цефеид, называется каппа-механизм.
Сюжет из статьи Ливитта 1912 года. По горизонтальной оси отложен логарифм периода соответствующей цефеиды, а по вертикальной оси - ее видимая величина. Проведенные линии соответствуют минимальной и максимальной яркости звезд соответственно. Ливитт, выпускник колледжа Рэдклифф, работал в обсерватории Гарвардского колледжа в качестве "компьютер ", которому было поручено исследовать фотопластинки для измерения и каталогизации яркости звезд. Директор обсерватории Эдвард Чарльз Пикеринг поручил Ливитту изучение переменных звезд Малого и Большого Магелланова Облака, что было записано на фотопластинках, сделанных с помощью астрографа Брюса Станция Бойден Гарвардской обсерватории в Арекипе, Перу. Она идентифицировала 1777 переменных звезд, из которых 47 отнесла к цефеидам. В 1908 году она опубликовала свои результаты в «Анналах астрономической обсерватории Гарвардского колледжа», отметив, что более яркие переменные имеют более длительный период. Основываясь на этой работе, Ливитт внимательно изучил взаимосвязь между периодами и яркостью выборки из 25 переменных цефеид в Малом Магеллановом Облаке, опубликованной в 1912 году. Этот документ был передан и подписан Эдвардом Пикерингом, но первое предложение указывает, что он был «подготовлен мисс Ливитт».
В статье 1912 года Ливитт построила график звездной величины в зависимости от логарифма периода и определила, что, по ее собственным словам,
легко провести прямую линию между каждым из две серии точек, соответствующих максимумам и минимумам, таким образом показывая, что существует простая связь между яркостью переменных цефеид и их периодами.
Используя упрощающее предположение, что все цефеиды в пределах Малое Магелланово Облако находилось примерно на одинаковом расстоянии, видимая величина каждой звезды эквивалентна ее абсолютной величине, смещенной на фиксированную величину, зависящую от этого расстояния. Это рассуждение позволило Ливитту установить, что логарифм периода периода линейно связан с логарифмом средней собственной оптической светимости звезды (которая является величиной мощности излучается звездой в видимом спектре ).
В то время в этой яркости был неизвестный масштабный коэффициент, так как расстояния до Магеллановых Облаков были неизвестны.Ливитт выразил надежду, что будут измерены параллаксы до некоторых цефеид; через год после того, как она сообщила о своих результатах, Эйнар Герцшпрунг определил расстояния до нескольких цефеид в Млечном пути, и что с помощью этой калибровки можно было определить расстояние до любой цефеиды. 80>
Это соотношение было использовано Харлоу Шепли в 1918 году для исследования расстояний до шаровых скоплений и абсолютных величин переменных скопления. найден в них. В то время едва ли отмечалось, что существует несоответствие в отношениях, обнаруженное для нескольких типов пульсирующая переменная, известная как цефеиды. Это несоответствие было подтверждено исследованием Эдвином Хабблом в 1931 году шаровых скоплений вокруг галактики Андромеды. Решение не было найдено до 1950-х годов, когда было показано, что цефеиды популяции II были систематически слабее, чем популяция I цефеид. Переменные скопления (переменные Лиры RR ) были еще слабее.
зависимости периода от светимости известны для нескольких типов пульсирующих переменных звезд : цефеиды типа I; цефеиды типа II; Переменные RR Лиры; переменные Mira ; и другие переменные звезды с долгим периодом.
Связь периода и светимости для цефеид Связь периода классических цефеид и светимости была откалибрована многими астрономами в течение двадцатого века, начиная с Герцшпрунг. Калибровка соотношения период-светимость была проблематичной; однако точная галактическая калибровка была установлена Бенедиктом и др. 2007 с использованием точных параллаксов HST для 10 близлежащих классических цефеид. Кроме того, в 2008 году астрономы ESO оценили с точностью до 1% расстояние до цефеиды RS Puppis, используя световое эхо от туманности, в которой она находится. встроенный. Однако последнее открытие активно обсуждается в литературе.
Следующая связь между периодом P цефеид популяции I и ее средней абсолютной звездной величиной Mvбыла установлена с помощью космического телескопа Хаббла тригонометрические параллаксы для 10 ближайших цефеид:
с P, измеренным в днях. Следующие соотношения также можно использовать для расчета расстояния до классических цефеид, как показано на странице.
Фазовая кривая блеска переменной звезды Дельта Цефеи. Классические цефеиды (также известные как цефеиды популяции I, цефеиды типа I или переменные дельта цефеиды) претерпевают пульсации с очень регулярными периодами порядка дни в месяцы. Переменные цефеид были обнаружены в 1784 году Эдвардом Пиготтом, сначала с изменчивостью Эта Аквила, а через несколько месяцев Джоном Гудриком с изменчивостью Дельта Цефеи, одноименная звезда классических цефеид. Большинство цефеид были идентифицированы по характерной форме кривой блеска с быстрым увеличением яркости и резким поворотом.
Классические цефеиды в 4–20 раз массивнее Солнца и до 100 000 раз ярче. Эти цефеиды представляют собой желтые яркие гиганты и сверхгиганты спектрального класса F6 - K2, и их радиусы меняются примерно на 10% за цикл пульсации.
Работа Ливитт по цефеидам в Магеллановых облаках привела к открытию связи между светимостью и периодом переменных цефеид. Ее открытие предоставило астрономам первую «стандартную свечу », с помощью которой можно было измерить расстояние до далеких галактик. Вскоре цефеиды были обнаружены в других галактиках, таких как Андромеда (в частности, Эдвин Хаббл в 1923–24 гг.), И они стали важной частью доказательства того, что «спиральные туманности» независимы. галактики, расположенные далеко за пределами нашего Млечного Пути. Открытие Ливитта послужило основой для фундаментального сдвига в космологии, поскольку оно побудило Харлоу Шепли переместить наше Солнце из центра галактики в «Великих дебатах », а Хаббла - сдвинуть нашу галактика из центра вселенной. Благодаря соотношению период-светимость, обеспечивающему способ точного измерения расстояний в межгалактическом масштабе, началась новая эра в современной астрономии с пониманием структуры и масштаба Вселенной. Открытие расширяющейся Вселенной Жоржем Леметром и Хабблом стало возможным благодаря новаторскому исследованию Ливитта. Хаббл часто говорил, что Ливитт заслужила Нобелевскую премию за свою работу, и действительно, она была номинирована членом Шведской академии наук в 1924 году, хотя, поскольку она умерла от рака тремя годами ранее, она не имела права. (Нобелевская премия не присуждается посмертно.)
