в чем состоит особенность переменных звезд цефеид
В чем состоит особенность переменных звезд цефеид
Изучая переменные звезды, я узнал, что некоторые звезды меняют свой видимый блеск вследствие периодических затмений одной звезды другой, а истинная светимость звезд при этом не меняется, например, система Алголь. Но есть такие переменные звезды, которые физически меняют свою светимость. Параллельно с изменением блеска меняются их цвет и температура, а иногда и размеры. Среди звезд переменного блеска наибольший интерес представляют цефеиды.
Цефеиды — огромные переменные звезды с мерно вздымающейся и опускающейся под действием внутренних сил поверхностью. Они меняют яркость строго периодически из-за изменения температуры и радиуса звезды.
Важность изучения цефеид в том, что, ориентируясь по их переменному блеску, астрономы выясняют расстояния до небесных объектов. Цефеиды являются своего рода маяками.
Целью моей работы стало теоретическое исследование физических свойств цефеид.
Для этого поставлены следующие задачи:
— изучить источники информации по теме;
— определить причины изменений блеска; зависимость периода и светимости;
— создание макета, помогающего понять физическую сущность переменности цефеид.
Актуальность темы в изучении закономерностей развития переменных звезд, которое дает представление о масштабах Вселенной, о возрасте Вселенной и ее будущего.
Объект исследования – цефеиды.
Предмет исследования – причины переменности звезды.
Гипотеза: цефеиды играют ключевую роль в познании расстояний до объектов глубокого космоса, размеров Вселенной и являются мощным инструментом её исследования.
В работе были использованы следующие методы исследования:
— анализ теоретической литературы;
История обнаружения цефеид
На рубеже XVI и XVII вв. астрономы обнаружили первую переменную звезду – Миру Кита.
В 1669 г. Дж. Монтанари обнаружил переменность Алголя. Прошло еще около столетия, и в Англии два любителя астрономии Э.Пиготт и Дж.Гудрайк впервые организовали систематические наблюдения переменных звезд. П ервой открытой звездой этого вида стала η (эта) Орла, переменность которой в 1784 обнаружил английский астроном Эдуард Пиготт. Джон Гудрайк открыл изменчивость δ Цефея несколько месяцев спустя. Но позднее эталоном подобных пульсирующих звёзд стала именно δ Цефея, по имени которой их и назвали «цефеидами» (Рисунок А.1).
В 1786г. Пиготт опубликовал первый список переменных звезд. В этом списке 12 объектов, все они действительно переменные звезды (две сверхновые, одна новая, 4 звезды типа Миры Кита, две цефеиды, две затменных звезды, а также пекулярный (странный) новоподобный объект P Cyg).
Лишь после начала массовых фотографических наблюдений звездного неба рост количества выявленных переменных звезд становится стремительным. Инициатором таких наблюдений стал директор Гарвардской обсерватории (США) Э.Пикеринг. Он организовал фотографический патруль всего неба. Он разработал систему классификации переменных звезд, уже имеющие многие черты сходства с современной. К завершению научной деятельности Пикеринга счет переменным звездам шел уже на тысячи. Но фотографические методы давали большие ошибки и не позволяли надежно определить расстояния до цефеид и выяснить их физические свойства.
Массовые измерения блеска цефеид стали проводиться с начала 1950-х годов, и в течение двух десятилетий интенсивность наблюдений оставалась высокой в обсерваториях многих стран, за исключением нашей. Именно в это время С.А.Жевакиным были заложены физические основы теории цефеид, объяснены причины пульсаций этих звезд [11]. И когда в семидесятых годах число проводимых наблюдений цефеид повсеместно стало быстро уменьшаться из-за переключения ученых на более “модные” направления, эстафету исследований подхватили в нашей стране. С начала восьмидесятых цефеиды стали активно и регулярно наблюдаться только у нас: в течение последующих двадцати пяти лет было получено свыше 75 тыс. наблюдений, что составляет сейчас около 60% всего мирового наблюдательного материала цефеид в этой стандартной системе.
В настоящее время в Общем каталоге переменных звезд зарегистрировано около 700 цефеид Галактики, периоды пульсаций которых заключены в пределах от одного до 68 дней[3].
Одной из главных задач астрономов является определение расстояния до космического объекта. Наблюдая в телескоп за космическим объектом, мы не можем сказать, далеко он или близко, большой или маленький. Возможно, объект закрыт он от нас пылевыми облаками и его свет еле доходит до нас, или, наоборот, мы видим его сквозь чистое пространство и можем достоверно определить его характеристики. Как вообще астрономы определяют расстояния до планет, звезд нашей Галактики и звезд соседних галактик?
Когда речь заходит о расстоянии до ближайших звезд, тут уже размеры Земли становятся малы. Нужен базис больше. В этом случае используют орбиту вокруг Солнца. Измерения углов производят с интервалом в полгода. Но из-за влияния атмосферы определить расстояние до многих ближайших звезд было не возможно. С появлением на орбите вокруг Солнца специального телескопа стало возможным измерять точно расстояние до всех Звезд нашей Галактики!
Как же нам измерить расстояние до звезд соседних галактик и самых далеких звезд нашей Вселенной? Для этого нужно использовать стандартные «свечи» – цефеиды.
На рисунке А.3, заимствованном из исторической работы Г.Ливитт, показано, как связана с периодом видимая звездная величина цефеид ММО в максимуме и в минимуме. Эта закономерность получила название зависимости “период-светимость” [6].
В те годы уже знали, что звезды в ММО находятся практически на одинаковом расстоянии от нас. А это значит, что соотношение между периодом и видимым блеском отражает связь между периодом и истинной светимостью звезды (ее абсолютной звездной величиной). Определив мощность излучения близких цефеид другими способами (измерив тригонометрический параллакс, установив так называемый статистический параллакс или воспользовавшись данными о цефеидах в звездных скоплениях с известными расстояниями) и сравнивая истинную светимость и видимую яркость звезды, с помощью зависимости “период-светимость” можно найти расстояния до далеких цефеид.
Таким образом, чтобы узнать расстояние до цефеиды достаточно определить период ее пульсации и видимую звездную величину. Получаем метод измерения расстояния до других галактик.
Благодаря этой зависимости цефеиды стали играть важнейшую роль в астрономии: по сравнению с другими объектами расстояния до далеких цефеид можно определить легче и точнее. Это имеет огромное значение для всех определений шкалы расстояний во Вселенной.
Проблемы метода Г. Ливитт
— неравномерное взаимоотношение период – светимость в разных полосах частот электромагнитного спектра;
— непредсказуемое поглощение света межзвездной пылью.
К счастью, цефеид в Галактике очень много, и это позволяет проводить калибровку одних звезд другими, все время проверяя и уточняя расчеты [9].
2.2 Постоянная Хаббла
Так, открытие цефеид в галактиках М 31, М 33 и NGC 6822 позволило американскому астроному Э.Хабблу в 1927-1928 гг. оценить расстояние до них и окончательно доказать, что они лежат за пределами нашей Галактики и представляют собой самостоятельные крупные звездные системы. Можно сказать, что именно цефеиды “переместили” наше Солнце из центра единственной (как казалось прежде) звездной системы Млечного Пути на окраину одной из бесчисленного множества таких систем. Сейчас это является ключом для решения вопроса о возрасте Вселенной, ее прошлом и будущем.
Постоянная Хаббла – это число (коэффициент), которое связывает расстояние до внегалактического объекта со скоростью его удаления. Наиболее надёжная оценка постоянной Хаббла на 2013 год составляет 67,80 ± 0,77 (км/с)/Мпк. В 2016 году эта оценка была уточнена до 66,93 ± 0,62 (км/с)/Мпк. Таким образом, в современную эпоху две галактики, находящиеся на расстоянием в 1 Мпк, в среднем разлетаются от нас со скоростью около 67 км/с. В расширяющейся Вселенной постоянная Хаббла изменяется со временем, но термин «постоянная» говорит о том, что в каждый данный момент времени во всех точках Вселенной постоянная Хаббла одинакова[14].
2.3 Распределение цефеид в Галактике
Различают два типа цефеид:
– классические цефеиды, принадлежащие к молодой плоской составляющей звёздного населения I Галактики. Это желтые яркие гиганты или сверхгиганты (F6-K2), чей радиус меняется в миллионы км во время пульсации.
– цефеиды типа W Девы, относящиеся к старой сферической составляющей населения II.
Классические цефеиды встречаются, как правило, в рассеянных звёздных скоплениях, а цефеиды типа W Девы — в шаровых скоплениях, их светимость примерно в 4 раза (на 1,5m) ниже, чем у классических цефеид.
Классические цефеиды являются проэволюционировавшими звёздами спектрального класса B с массами 3—12 солнечных. Периоды классических цефеид зависят не только от их масс, но и от возраста — по мере эволюции цефеиды её период уменьшается: для возраста
10 7 лет период составляет около 50 суток, а для возраста
10 8 лет — порядка суток.
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.
4 Природа переменности цефеид
Во время пульсаций изменяются размеры (до 10%), показатели цвета, и температура (в максимуме блеска цефеиды голубее и горячее). В максимуме все цефеиды имеют спектральный класс F5, а спектральные классы в минимуме бывают разными, от класса G до сравнительно высокотемпературных подклассов спектрального класса K: чем длиннее период, тем более холодной звезде соответствует спектр (Рисунок А.5).
4.1 Клапанный механизм
Причиной пульсации цефеид является разница свойств частично ионизированного и дважды ионизированного гелия. Дело в том, что гелий присутствует в атмосфере цефеиды (внешний слой). Именно частично ионизированный гелий не дает излучению выйти наружу, и как бы запирает его в этом слое – «клапан закрыт» (Рисунок А.7). Когда количество «непрозрачного» гелия преобладает, это приводит к дополнительному прогреву слоя и его ионизации.
У нейтрального гелия 2 протона, 2 нейтрона и 2 электрона. Если из нейтрального гелия выбить один из электронов, то получится ионизированный гелий с общим положительным зарядом. Но среда настолько горячая, что ионизированный гелий теряет второй электрон и превращается в дважды ионизированный. А такой гелий является прозрачным для излучения.
Когда во внешней оболочке цефеиды преобладает дважды ионизированный гелий, излучение прорывается наружу и поток тепла раздувает оболочку звезды – «клапан открыт». Наступает самая яркая часть цикла.
5 Как становятся цефеидами
Цефеиды начинают свою жизнь как горячие звёзды спектрального класса B. Цефеидами становятся звезды с массой от 2 до 15 M¤ на стадии термоядерного горения гелия, наступающей после истощения водорода в центральной части звезды. Продолжительность стадии цефеиды находится в интервале от 10 6 до 10 7 лет.
Будет или не будет звезда пульсировать определяется глубиной “залегания” слоя гелия:
– Если звезда холодная (мала температура фотосферы), слой гелия в глубине, и клапанный механизм не может “раскачать” массивную протяжённую оболочку. Колебания быстро затухают;
– Если звезда горячая, над слоем гелия тонкая оболочка, и её колебания очень слабы.
Значит, есть узкий интервал температур звёзд, у которых возникают радиальные пульсации (“полоса нестабильности” отмечена на рисунке А.5).
Внутреннее строение большинства пульсирующих цефеид таково, что они обладают значительной концентрацией массы к центру: плотность вещества в центре на несколько порядков превышает среднюю плотность звезды [8].
Изучение цефеид важно для понимания эволюции звезд.
При создании макета цефеиды мы определили основные признаки, которые отличают их от других звезд, а именно:
— звезда меняет цвет от класса F (максимум блеска) до класса G и К (минимум блеска);
— масса от 2 до 15 массы солнца;
— плотность вещества в центре на несколько порядков превышает среднюю плотность звезды;
— цефеида находится на стадии термоядерного горения гелия, наступающей после истощения водорода в центральной части звезды;
— ионизированный гелий содержится во внешних слоях атмосферы.
Для сборки модели мы использовали следующие материалы:
– Акрил прозрачный и матовый;
– Не большой лист фанеры;
– Проводники электрического тока;
– Крепеж (болты, гайки, клей);
На рисунке А.8 изображено устройство и состав макета. Звезда изготовлена из прозрачного акрила с разделением на зоны: ядро, плазма и слой гелия. Каждая зона подсвечивается отдельными светодиодами. Учитывая спектральный класс цефеиды, и происходящие термоядерные процессы мы использовали разные по цвету светодиоды. Конструкция звезды крепится на вертикальной стенке из фанерного листа.
Когда цефеида находится в сжатом состоянии, ядро светится ярким желтым цветом – оно самое горячее, плазма светится желто-оранжевым цветом, а слой ионизированного (непрозрачного) гелия подсвечиваем красным цветом.
Когда в атмосфере преобладает дважды ионизированный гелий, на макете слой гелия светится оранжевым цветом и в этот момент зажигается дополнительный слой, имитируя расширение звезды.
Управление светодиодами осуществляется кнопками, расположенными в основании макета.
Наш макет дает наглядное представление о структуре цефеиды и демонстрирует механизм пульсации звезды.
В результате нашей работы мы выполнили поставленные задачи, и подтвердили гипотезу.
Можно с уверенностью сказать, что цефеиды играют ключевую роль в познании расстояний до объектов глубокого космоса и размеров Вселенной. Благодаря открытию Г. Ливитт цефеиды стали маяками Вселенной. Это помогло астрономам уточнить шкалу расстояний, определить возраст Вселенной. Теперь мы знаем, что наша Вселенная расширяется по определенному закону – Хаббла.
Нужно учитывать, что точность определения расстояний до цефеид зависит как от точности установления зависимости период-светимость, так и от степени изученности самих цефеид. Поэтому необходимо проведение большого числа наблюдений.
Мы создали макет цефеиды в разрезе, что, как мы надеемся, поможет в доступной форме понять природу целого класса звезд – цефеид.
Список источников информации
М. Аксенова, А. Голсовская, Энциклопедия для детей. Астрономия [Текст] – М.: Мир энциклопедий Аванта+ Астрель, 2011. – 528с.
Советский энциклопедический словарь [Текст] /Гл. ред. А.М. Прохоров. – 3-е изд. – М.: Сов. Энциклопедия, 1985. – 1600 с.
Холопов П. Н. О классификации переменных звезд[Текст] // Переменные звезды. — 1981. — Т. 21. — С. 465—484.
Переменные звёзды / Ефремов Ю. Н. // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / [Текст] – Редкол.: Р. А. Сюняев (Гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. – 783 с.
Бердников Л.Н. // Письма в Астрон. журнал. 1987. Т.13. С.110-117.
А. Аллер. АТОМЫ, ЗВЕЗДЫ И ТУМАННОСТИ. 1976
Горыня Н.А., Самусь Н.Н., Сачков М.Е. и др. // Письма в Астрон. журнал. 1998. Т.24. №12. С.939— 942.
Самусь Н.Н. «О новейшей истории каталогов переменных звезд». // Историко-астрономические исследования. Т. 34, с. 69–96, 2009.
Жевакин С.А. // Астрон. журн. 1954. Т.31. С.141-153.
Астрогалактика. [электронный ресурс]: http:// www.astrogalaxy.ru
Онлайн Энциклопедия. [электронный ресурс]: http://encyclopaedia.biga.ru
Переменные звёзды — классификация, инструкции, статьи, новости. [электронный ресурс]: www.variablestars.ru
Рисунок А.1 Звезда δ Цефея.
Рисунок А.3 Зависимость между звездной величиной в максимуме (показана цветом) и минимуме и логарифмом периода (в сутках) для цефеид Малого Магелланова Облака из работы Г.Ливитт 1912 г.
Рисунок А.4 Распределение цефеид в Галактике. Размер кружка пропорционален периоду в масштабе, показанном внизу слева. X и Y выражены в килопарсеках. Положение центра Галактики отмечено крестом.
Переменные звезды
Переменной называют звезду, если она способна менять яркость. То есть, ее видимая величина по какой-то причине периодически меняется для земного наблюдателя. Подобные изменения могут занимать годы, а порой всего секунды и граничат между 1/1000-й величины и 20-й.
Среди представителей переменных звезд в каталоги попало более 100000 небесных тел и еще тысячи выступают подозрительными переменными. Солнце также является переменной, чья светимость колеблется на 1/1000-ю величину, а период охватывает 11 лет.
История
Художественная интерпретация затменной двоичной системы, включающей цефеиду
История изучения переменных звезд начинается с Омикрона Кита (Мира). Дэвид Фабриций описал ее в качестве новой в 1596 году. В 1638 году Йоханнес Хогвальдс заметил ее пульсацию в течение 11 месяцев. Это стало ценным открытием, так как подсказывало, что звезды не выступают чем-то вечным (как утверждал Аристотель). Сверхновые и переменные помогли перешагнуть в новую эру астрономии.
Переменная звезда Мира, хвост которой можно наблюдать только в ультрафиолетовом диапазоне
После этого только за один век удалось отыскать 4 переменные типа Мира. Оказалось, что о них знали до появления в записях западного мира. Например, трое числилось в документах Древнего Китая и Кореи.
В 1669 году нашли переменную затмевающую звезду Алголь, хотя ее изменчивость сумел объяснить только Джон Гудрик в 1784 году. Третья – Хи Лебедя, найденная в 1686 и 1704 годах. За следующие 80 лет нашли еще 7.
С 1850 года начинается бум на поиски переменных, потому что активно развивается фотография. Чтобы вы понимали, с 2008 года только в Млечном Пути насчитывали больше 46000 переменных.
Характеристика и состав
У изменчивости есть причины. Это касается изменения светимости или массы, а также некоторых препятствий, мешающих свету поступать к Земле. Поэтому выделяют типы переменных звезд. Пульсирующие переменные звезды раздуваются и сжимаются. Двойные затменные теряют яркость, когда одна из них перекрывает вторую. Некоторые переменные представляют две близко расположенных звезды, обменивающиеся массой.
Можно выделить два главных типа переменных звезд. Есть внутренние переменные – их яркость меняется из-за пульсации, смены размера или извержения. А есть внешние – причина кроется в затмении, возникающем из-за обоюдного вращения.
На снимке центра Млечного Пути видны три переменных цефеиды. Их используют для определения дистанций и возраста объектов
Внутренние переменные звезды
Цефеиды – невероятно яркие звезды, превышающие солнечную светимость в 500-300000 раз. Периодичность – 1-100 дней. Это пульсирующий тип, способный резко расширяться и сокращаться за короткий срок. Это ценные объекты, так как с их помощью отмеряют дистанции к другим небесным телам и формированиям.
Переменная звезда класса цефеида RS Puppis
Среди других пульсирующих переменных можно вспомнить RR Лиры, у которой период намного короче, и она старше. Есть RV тельца – сверхгиганты с заметным колебанием. Если мы смотрим на звезды с длинным периодом, то это объекты типа Мира – холодные красные сверхгиганты. Полурегулярные – красные гиганты или сверхгиганты, чья периодичность занимает 30-1000 дней. Одна их наиболее популярных – Бетельгейзе.
Не забывайте про переменную цефеиды V1, которая отметилась в истории изучения Вселенной. Именно с ее помощью Эдвин Хаббл понял, что туманность, в которой она располагалась, это галактика. А значит, пространство не ограничивается Млечным Путем.
Катаклизматические переменные («взрывные») светятся из-за резких или очень мощных вспышек, создаваемых термоядерными процессами. Среди них присутствуют новые, сверхновые и карликовые новые.
Сверхновые – отличаются динамичностью. Количество извергаемой энергии порой превосходит возможности целой галактики. Могут разрастаться до величины 20, становясь в 100 миллионов раз ярче. Чаще всего, образуются в момент смерти массивной звезды, хотя после этого может остаться ядро (нейтронная звезда) или же сформироваться планетарная туманность.
Например, V1280 Скорпиона достигла максимальной яркости в 2007 году. За последние 70 лет ярчайшей была Новая Лебедя. Поразила всех также V603 Орла, взорвавшаяся в 1901 году. В течение 1918 года она не уступала по яркости Сириусу.
Карликовые новые – двойные белые звезды, переносящие массу, из-за чего производят регулярные вспышки. Есть симбиотические переменные – близкие двойные системы, в которых фигурирует красный гигант и горячая голубая звезда.
Извержения заметны на эруптивных переменных, способных взаимодействовать с другими веществами. Здесь очень много подтипов: вспыхивающие, сверхгиганты, протозвезды, переменные Ориона. Некоторые из них выступают бинарными системами.
Внешние переменные звезды
К затменным относятся звезды, которые периодически перекрывают свет друг друга в наблюдении. У каждой из них могут быть свои планеты, повторяющие механизм затмения, происходящий в системе Земля-Луна. Таким объектом является Алголь. Аппарату Кеплер НАСА удалось отыскать более 2600 затменных двойных звезд во время миссии.
Схема затмения у бинарной звезды
Вращающиеся – это переменные, демонстрирующие небольшие колебания в свете, создаваемые поверхностными пятнами. Очень часто это двойные системы, сформированные в виде эллипсов, что вызывает изменения яркости во время движения.
Пульсары – вращающиеся нейтронные звезды, вырабатывающие электромагнитное излучение, которое можно заметить только в случае, если оно направлено на нас. Световые интервалы можно измерить и отследить, потому что они точные. Очень часто их называют космическими маяками. Если пульсар вращается очень быстро, то теряет огромное количество массы за секунду. Их именуют миллисекундными пульсарами. Наиболее быстрый представитель способен за минуту совершить 43000 оборотов. Их скорость объясняется гравитационной связью с обычными звездами. Во время подобного контакта газ от обычной переходит к пульсару, ускоряя вращение.
В центре Млечного пути видно две пульсирующие звезды (цефеиды), играющие роль указателей космических дистанций
Будущие исследования
Важно понимать, что эти небесные тела чрезвычайно полезны астрономам, так как позволяют разобраться в радиусах, массе, температуре и видимости других звезд. Кроме того, они помогают проникнуть в состав и изучить эволюционный путь. Но их изучение – кропотливый и длительный процесс, для которого используют не только специальные приборы, но и любительские телескопы.
Некоторые переменные особенно важны, например, цефеиды. Они способствуют определению возраста целой Вселенной и открывают секреты далеких галактик. Переменные Мира раскрывают тайны нашего Солнца. Сверхновые много рассказывают о процессе расширения. В катаклизматических есть информация об активных галактиках и сверхмассивных черных дырах. Поэтому переменные звезды способны объяснить, почему некоторые вещи во Вселенной не стабильны.
Цефеиды
Вселенная – невероятно огромное место. Если быть точнее, то это 46 миллиардов световых лет в любую сторону от нас! Но главный момент в том, что это лишь наблюдаемая часть, поэтому ученые полагают, что она намного больше.
Чтобы в этом разобраться, необходимо уметь измерять такие дистанции. Астрономия не стоит на месте и постоянно ищет новые методы работы. Кроме замеров красного смещения и исследования света, ученые также пользуются классом звездных небесных тел, который называют переменные цефеиды.
Что такое цефеиды
Хаббл запечатлел переменную звезду RS Кормы
Переменными именуют звезды, чья яркость колеблется. Цефеидами называют 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 звезд получил наименование от звезд Дельта Цефея. Анализ спектра выявил изменения температуры от 5500 К до 6600 К, а также диаметра
Использование цефеид в астрономии
Можно воспринимать цефеиды как маяки Вселенной. Связь между периодом колебания и светимостью очень полезна для расчетов дистанций объектов в космосе. 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.
Соотношение периода и светимости для цефеид
Благодаря яркости и видимости можно отследить объекты рядом с ними. Если вспомнить о связи периодичности и яркости, то в виде цефеид получим полезный инструмент для расчетов масштабов Вселенной.
Классы цефеид
Существует два главных подкласса цефеид: 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».
Наблюдения за цефеидами
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 звезды 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.
Изменение яркости цефеиды V1 в Мессье 31
В 1925 году Эдвин Хаббл сумел установить расстояние между галактикой Млечный Путь 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.
Ограничения цефеид
Эти небесные тела невероятно ценны, но и у цефеид, как переменных звезд, 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 постоянная 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. Теперь вы знаете, почему цефеиды называют маяками Вселенной и используют для различных исследований.