Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной, так как при помощи этих звезд можно точно рассчитать расстояние до отдаленных космических объектов.
Относятся особому классу регулярных переменных звезд.
Что это?Переменными именуют звезды, чья яркость колеблется. Переменные цефеиды – это особый вид переменных. Их масса в 5-20 превышает солнечную. Но суть в том, что они пульсируют в радиальном направлении и меняют диаметр и температуру.
Лучше всего то, что пульсации связаны с абсолютной яркостью, которая меняется в конкретные периоды (1-100 дней). Если строить кривую блеска в зависимости от величины и периода, то она напомнит плавник акулы – внезапный пик, а затем снижение.
Класс получил свое наименование от звезд Дельта Цефея. Анализ спектра выявил изменения температуры от 5500 К до 6600 К, а также диаметра ~15%.
читать дальшеМигание или пульсация цефеид вызвана рядом естественных физических процессов, которые до конца еще не выяснены астрономами. Суть этих процессов сводится к тому, что в верхних слоях звезд нарушены процессы газового давления и тяготения, из-за чего радиус звезды периодически сжимается, что наблюдателем воспринимается не иначе, как пульсация.
Сжатие радиуса звезды прямым образом влияет на температуру ее поверхности. Так, уменьшение радиуса цефеиды на 15% способно вызвать увеличение температуры звезды более чем на 1000 градусов по Кельвину.
Чем полезныЧем полезны
Измеряя переменность блеска цефеиды и ее лучевой скорости, можно довольно точно определить размеры звезды и их изменения в ходе пульсаций. Ученым удалось определить взаимосвязь периода переменности цефеид и их светимости: чем больше период переменности, тем больше энергии цефеида излучает в пространство за единицу времени. Вычислив мощность излучения по зависимости период — светимость, можно определить расстояние до цефеиды, а если она входит в звездную систему (звездное скопление, галактику), то и расстояние до этой звездной системы.
Зная период цефеиды, можно определить и ее возраст. В 60-е гг. XX в. советский астроном Ю. Н. Ефремов установил: чем больше период цефеиды, тем она моложе. Однако не следует думать, что блеск любой пульсирующей переменной звезды меняется строго периодически. Даже переменные типа Миры Кита, характеризующиеся довольно регулярным поведением, в точности не повторяют форму кривой блеска и продолжительность интервала между максимумами от одного цикла к следующему.
Использование в астрономииИспользование в астрономии
Связь между периодом колебания и светимостью очень полезна для расчетов дистанций объектов во Вселенной. Для этого используют формулу: m – M = 5 log d – 5. Здесь m – видимая величина (светимость), М – абсолютная, d – дистанция к объекту в парсеках. Переменные цефеиды можно увидеть и измерить на удаленности в 20 миллионов световых лет.
Благодаря яркости и видимости можно отследить объекты рядом с ними. Если вспомнить о связи периодичности и яркости, то получим полезный инструмент для расчетов масштабов Вселенной.
КлассыКлассы
Существует два главных подкласса: классические и цефеиды II типа. Первые – население I (богатые на металл), превосходящие солнечную массу в 4-20 раз и в 100000 раз ярче. Они регулярно пульсируют в течение нескольких дней или месяцев.
Это желтые яркие гиганты или сверхгиганты (F6-K2), чей радиус меняется в миллионы км во время пульсации. Классические применяют для вычисления дистанций к галактикам в пределах Местной Группы и за ее чертой.
Цефеиды II типа – бедные на металл. Период пульсации охватывает 1-50 дней. Их возраст составляет 10 миллиардов лет и достигают половины солнечной массы. Они также делятся на BL Геракла (1-4 дней), W Девы (10-20 дней), RV Тельца (более 20 дней). Ими пользуются, если нужно вычислить дистанцию к галактическому центру, шаровым скоплениям и соседним галактикам.
Есть также аномальные цефеиды. Их периодичность составляет 2 дня (как RR Лиры), но они светятся намного ярче. Превосходят цефеиды II по массе, но возраст остается неизвестным. Есть небольшой процент переменных, которые пульсируют одновременно в двух режимах – «цефеиды с двойным режимом».
НаблюденияНаблюдения
Впервые переменную звезду нашел Эдвард Пиготт 10 сентября 1784 года. Он наткнулся на Эта Орла. Через несколько месяцев Джон Гудрик находит Дельта Цефея.
В 1908 году переменные исследовали в Магеллановых Облаках. Генриетте Левитт удалось найти связь между периодом и яркостью классических цефеид. Свои записи с периодами 25 переменных звезд она опубликовала в 1912 году.
В 1925 году Эдвин Хаббл сумел установить расстояние между нашей галактикой и Андромедой. Это был важный шаг, ведь до этого многие полагали, что наша галактика уникальна и дальше ничего нет. После замеров дистанции между Млечным Путем и другими галактиками, а также объединив их с красным смещением Весто Слайфера, Хаббл и Милтон Хьюмасон смогли вывести закон Хаббла. То есть, они доказали, что Вселенная расширяется.
В 20-м веке ученые занимались классификацией цефеид и выводили формулы, по которым можно измерить расстояние. Этим занимался Вальтер Бааде, который в 1940-х гг. вывел разницу между классическим цефеидами и типом II, основываясь на их размере, уровне светимости и возрасте.
ОграниченияОграничения
Эти объекты невероятно ценны, но и у них есть ограничения. Главное состоит в том, что связь периода и светимости у типа II может основываться на более низкой металличности, фотометрическом загрязнении и пока неизвестном эффекте, который газ и пыль оказывают на свет.
Это привело к тому, что константа Хаббла имела два разных значения, колеблющиеся между 60-80 км/с на 1 миллион парсеков. Современная космология пытается решить эту проблему, так как результат влияет на вычисление скорости расширения Вселенной и ее размера.
