Войти
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, показывающая расположение нескольких типов переменных звезд, наложенных на дисплей различных классов светимости .Классические цефеиды (также известные как цефеиды популяции I, цефеиды типа I или переменные дельта-цефеиды ) являются типом переменной цефеиды звезды. Это переменные звезды населения I , которые демонстрируют регулярные радиальные пульсации с периодами от нескольких дней до нескольких недель и визуальными амплитудами от нескольких десятых до примерно 2 звездной величины.
Существует четко определенная взаимосвязь между светимостью классической переменной цефеид и периодом пульсации, что делает цефеиды жизнеспособными стандартными свечами для установления галактические и внегалактические шкалы расстояний. Наблюдения классических цефеид с помощью космического телескопа Хаббла (HST) позволили более жестко ограничить закон Хаббла. Классические цефеиды также использовались для уточнения многих характеристик нашей галактики, таких как локальная спиральная структура и высота Солнца над галактической плоскостью.
В Млечном Пути известно около 800 классических цефеид.>Галактика из ожидаемого числа более 6000. Еще несколько тысяч известны в Магеллановых Облаках, еще больше известно в других галактиках; Космический телескоп Хаббла обнаружил некоторые из них в NGC 4603, которая удалена на 100 миллионов световых лет.
Эволюционный трек 5 M☉звезды, пересекающий полосу нестабильности во время горения гелия синяя петля Классические переменные цефеид в 4–20 раз больше массивнее Солнца и примерно в 1000–50 000 (более 200 000 для необычного V810 Centauri ) раз ярче. Спектроскопически это яркие гиганты или сверхгиганты низкой светимости спектрального класса F6 - K2. Температура и спектральный класс меняются по мере их пульсации. Их радиусы от нескольких десятков до нескольких сотен раз больше, чем у Солнца. Более светящиеся цефеиды холоднее, крупнее и имеют более длительный период. Наряду с температурными изменениями их радиусы также изменяются во время каждой пульсации (например, на ~ 25% для более длиннопериодного l Car ), что приводит к вариациям яркости до двух величин. Изменения яркости более выражены на более коротких длинах волн.
Цефеидные переменные могут пульсировать в основной моде, первом обертоне или, реже, в смешанном режиме. Пульсации в обертоне выше первого редки, но интересны. Большинство классических цефеид считаются пульсаторами основной моды, хотя отличить моду от формы кривой блеска непросто. Звезды, пульсирующие в обертоне, ярче и крупнее, чем пульсатор основной моды с тем же периодом.
Когда звезда промежуточной массы (IMS) впервые уходит от главной последовательности , он очень быстро пересекает полосу нестабильности, пока водородная оболочка еще горит. Когда гелиевое ядро воспламеняется в IMS, оно может выполнить синюю петлю и снова пересечь полосу нестабильности, один раз при переходе к высоким температурам, а затем снова возвращаясь к асимптотической гигантской ветви. Звезды более массивные, чем примерно 8–12 M☉, начинают гореть гелий в ядре, не достигнув ветви красных гигантов, и становятся красными сверхгигантами, но все же могут выполнять синюю петлю через полосу нестабильности. Продолжительность и даже наличие синих петель очень чувствительны к массе, металличности и содержанию гелия звезды. В некоторых случаях звезды могут пересекать полосу нестабильности в четвертый и пятый раз, когда начинается горение гелиевой оболочки. Скорость изменения периода переменной цефеид, наряду с химическим составом, обнаруживаемым в спектре, может использоваться для определения того, какое пересечение совершает конкретная звезда.
Классические переменные цефеид относились к типу B main Звезды последовательности раньше, чем примерно B7, возможно, звезды поздней O, прежде чем в их ядрах закончился водород. Более массивные и горячие звезды развиваются в более светящиеся цефеиды с более длинными периодами, хотя ожидается, что молодые звезды в нашей галактике с металличностью, близкой к солнечной, обычно теряют достаточную массу к тому времени, когда они впервые достигают полосы неустойчивости что у них будут периоды 50 дней и меньше. Выше определенной массы, 20–50 M☉в зависимости от металличности, красные сверхгиганты превратятся обратно в голубых сверхгигантов, а не образуют синюю петлю, но они будут делать это как нестабильные желтые гипергиганты, а не регулярно пульсирующие цефеиды. переменные. Очень массивные звезды никогда не остывают достаточно, чтобы достичь полосы нестабильности, и никогда не становятся цефеидами. При низкой металличности, например в Магеллановых Облаках, звезды могут сохранять большую массу и становиться более яркими цефеидами с более длинными периодами.
Дельта Цефеи кривая блеска Кривая блеска цефеид - это обычно асимметричный, с быстрым увеличением яркости до максимума с последующим более медленным падением до минимума (например, Delta Cephei ). Это происходит из-за разности фаз между вариациями радиуса и температуры и считается характеристикой пульсатора основной моды, наиболее распространенного типа цефеид типа I. В некоторых случаях гладкая псевдосинусоидальная кривая блеска показывает "выпуклость", кратковременное замедление спада или даже небольшое повышение яркости, что, как считается, связано с резонансом между основным и вторым обертонами. Шишка чаще всего видна на нисходящей ветви для звезд с периодом около 6 дней (например, Eta Aquilae ). По мере увеличения периода положение выпуклости приближается к максимуму и может вызвать двойной максимум или стать неотличимым от основного максимума для звезд с периодом около 10 дней (например, Zeta Geminorum ). На более длительных периодах можно увидеть бугорок на восходящей ветви кривой блеска (например,), но для периода более 20 дней резонанс исчезает.
Меньшая часть классических цефеид показывает почти симметричные синусоидальные кривые блеска. Они называются s-цефеидами, обычно имеют более низкие амплитуды и короткие периоды. Большинство из них считаются пульсаторами первого обертона (например, X Sagittarii ) или выше, хотя некоторые необычные звезды, по-видимому, пульсирующие в основной моде, также демонстрируют такую форму кривой блеска (например, S Vulpeculae ). Ожидается, что звезды, пульсирующие в первом обертоне, будут появляться в нашей галактике только с короткими периодами, хотя они могут иметь несколько более длительные периоды при более низкой металличности, например, в Магеллановых Облаках. Пульсаторы с более высоким обертоном и цефеиды, пульсирующие двумя обертонами одновременно, также более распространены в Магеллановых Облаках, и они обычно имеют несколько неправильные кривые блеска с низкой амплитудой.
Исторические кривые блеска W Sagittarii и Эта Аквила 10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт обнаружил изменчивость Эта Аквила, первого известного представителя класса классических цефеид. переменные. Однако тезка классических цефеид - звезда Дельта Цефеи, переменная которой обнаружил Джон Гудрик месяц спустя. Дельта Цефеи также имеет особое значение в качестве калибратора зависимости периода от светимости, поскольку ее расстояние является одним из наиболее точно установленных для цефеид, отчасти благодаря ее принадлежности к звездному скоплению и наличию точных данных. Космический телескоп Хаббл и Гиппарк параллаксы.
Две характеристики периода и светимости классических цефеид и цефеид типа II Классическая цефеида светимость напрямую связана с периодом ее изменения. Чем дольше период пульсации, тем ярче звезда. Связь периода и светимости для 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. После того, как соотношение период-светимость откалибровано, можно установить светимость данной цефеиды, период которой известен. Расстояние до них определяется по их кажущейся яркости. Взаимосвязь периода и светимости была откалибрована многими астрономами на протяжении двадцатого века, начиная с Герцшпрунга. 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 световые эхо от туманности, в которой она находится. встроенный. Однако это последнее открытие активно обсуждается в литературе.
Следующие экспериментальные корреляции между периодом P цефеид популяции I и его средней абсолютной величиной Mvбыли установлены из Космический телескоп Хаббл тригонометрические параллаксы для 10 ближайших цефеид:
с P, измеряемым в днях. Следующие соотношения также можно использовать для вычисления расстояния d до классических цефеид:
или
I и V обозначают среднее значение в ближнем инфракрасном и видимом диапазоне. величины соответственно.
Классические переменные цефеид с визуальными амплитудами ниже 0,5 звездной величины, почти симметричными синусоидальными кривыми блеска и короткими периодами были определены как отдельная группа, называемая цефеидами малой амплитуды. Они получают аббревиатуру DCEPS в GCVS. Сроки обычно составляют менее 7 дней, хотя точное время еще обсуждается. Термин s-цефеида используется для короткопериодных цефеид малой амплитуды с синусоидальными кривыми блеска, которые считаются первыми обертонными пульсаторами. Они находятся у красного края полосы нестабильности. Некоторые авторы используют s-цефеиды в качестве синонима звезд DECPS с малой амплитудой, тогда как другие предпочитают ограничивать его только звездами первого обертона.
Цефеиды малой амплитуды (DCEPS) включают Polaris и FF Aquilae, хотя оба могут пульсировать в основной моде. Подтвержденные первые обертонные пульсаторы включают BG Crucis и BP Circini.
Главными среди неопределенностей, связанных со шкалой расстояний до цефеид, являются: природа периода -связь светимости в различных полосах пропускания, влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих отношений, а также влияние фотометрического загрязнения (смешения) и изменяющегося (обычно неизвестного) закона затухания на классические цефеиды расстояния. Все эти темы активно обсуждаются в литературе.
Эти нерешенные вопросы привели к приведенным значениям для постоянной Хаббла в диапазоне от 60 км / с / Мпк до 80 км / с / Мпк. Устранение этого несоответствия является одной из важнейших проблем астрономии, поскольку космологические параметры Вселенной могут быть ограничены путем предоставления точного значения постоянной Хаббла.
Некоторые классические цефеиды имеют вариации, которые могут быть записаны с помощью ночных тренировок невооруженным глазом, включая прототип Delta Cephei на крайнем севере, Zeta Geminorum и Eta Aquilae идеально подходит для наблюдений в тропиках (около эклиптики и, следовательно, на зодиаке) и на крайнем юге Beta Doradus. Ближайшим членом класса является Полярная звезда (Полярная звезда ), расстояние до которой обсуждается и текущая изменчивость которой составляет примерно 0,05 звездной величины.
| Обозначение (имя) | Созвездие | Открытие | Максимум Видимая звездная величина (mV) | Минимум Видимая звездная величина (mV) | Период (дни) | Спектральный класс | Комментарий |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| η Aql | Aquila | Эдвард Пиготт, 1784 | 3,48 | 4,39 | 07.17664 | F6 Ibv | |
| FF Aql | Aquila | , 1927 | 5,18 | 5,68 | 04,47 | F5Ia-F8Ia | |
| TT Aql | Aquila | 6,46 | 7,7 | 13,7546 | F6-G5 | ||
| U Aql | Aquila | 6,08 | 6,86 | 07.02393 | F5I-II-G1 | ||
| Т-Муравей | Антлиа | 5,00 | 5,82 | 05,898 | G5 | , возможно, имеет невидимого спутника. Ранее считалось цефеидой II типа | |
| RT Aur | Auriga | 5,00 | 5,82 | 03,73 | F8Ibv | ||
| l Автомобиль | Карина | 3,28 | 4,18 | 35,53584 | G5 Iab / Ib | ||
| δ Cep | Цефей | Джон Гудрик, 1784 | 3,48 | 4,37 | 05.36634 | F5Ib-G2Ib | двойная звезда, видимая в бинокль |
| AX Cir | Circinus | 5,65 | 6,09 | 05.273268 | F2-G2II | спектроскопическая двойная система с 5 M☉ компаньоном B6 | |
| BP Cir | Circinus | 7,31 | 7,71 | 02.39810 | F2 / 3II-F6 | спектроскопическая двойная система с 4,7 M☉ компаньоном B6 | |
| BG Cru | Crux | 5,34 | 5,58 | 03,3428 | F5Ib-G0p | ||
| R Cru | Crux | 6,40 | 7,23 | 05.82575 | F7Ib / II | ||
| S Cru | Crux | 6,22 | 6.92 | 04.68997 | F6 -G1Ib-II | ||
| T Cru | Crux | 6,32 | 6,83 | 06,73331 | F6-G2Ib | ||
| Cygnus | 5,85 | 6.91 | 16.38633 | G8Ib | |||
| Cygn us | 6,44 | 7,22 | 03,84555 | F2-G0I-II | |||
| β Дор | Дорадо | 3,46 | 4,08 | 09.8426 | F4-G4Ia-II | ||
| ζ Gem | Gemini | Юлиус Шмидт, 1825 | 3.62 | 4.18 | 10.15073 | F7Ib до G3Ib | |
| V473 Lyr | Lyra | 5.99 | 6.35 | 01.49078 | F6Ib-II | ||
| R Mus | Musca | 5,93 | 6,73 | 07,51 | F7Ib-G2 | ||
| S Mus | Musca | 5,89 | 6,49 | 09,66007 | F6Ib-G0 | ||
| S Nor | Norma | 6,12 | 6,77 | 09.75411 | F8-G0Ib | самый яркий член открытого скопления NGC 6087 | |
| Norma | 8.71 | 9.03 | 03.786008 | F6I | член открытого скопления NGC 6067 | ||
| Norma | 8.26 | 8.60 | 11.2888 | G0Ib | член открытого скопления NGC 6067 | ||
| V378 Nor | Norma | 6.21 | 6.23 | 03.5850 | G8Ib | ||
| Змееносец | 6,93 | 7,71 | 04,06775 | F8-K2 | |||
| Щенок RS | Щенок | 6,52 | 7,67 | 41,3876 | F8Iab | ||
| S Sge | Sagitta | Джон Эллард Гор, 1885 | 5,24 | 6,04 | 08.382086 | F6Ib-G5Ib | |
| Стрелец (в M25 ) | 6,28 | 7,15 | 06.74523 | G1Ib | |||
| W Sgr | Стрелец | 4,29 | 5,14 | 07,59503 | F4-G2Ib | Двойной оптический с γ Sgr | |
| X Sgr | Стрелец | 4.20 | 4.90 | 07.01283 | F5-G2II | ||
| V636 Sco | Скорпион | 6,40 | 6,92 | 06.79671 | F7 / 8Ib / II-G5 | ||
| R TrA | Triangulum Australe | 6,4 | 6.9 | 03.389 | F7Ib / II | ||
| S TrA | Triangulum Australe | 6.1 | 6.8 | 06.323 | F6II-G2 | ||
| α UMi (Полярная звезда ) | Малая Медведица | Эйнар Герцспрунг, 1911 | 1,86 | 2,13 | 03.9696 | F8Ib или F8II | |
| AH Vel | Vela | 5.5 | 5.89 | 04.227171 | F7Ib-II | ||
| S Vul | Vulpecula | 8,69 | 9,42 | 68,464 | G0-K2 (M1) | ||
| T Vu l | Vulpecula | 5,41 | 6.09 | 04.435462 | F5Ib-G0Ib | ||
| U Vul | Vulpecula | 6,73 | 7,54 | 07.990676 | F6Iab-G2 | ||
| SV Vul | Vulpecula | 6,72 | 7,79 | 44,993 | F7Iab-K0Iab |
