www.wikidata.uk-ua.nina.az

Цефеїда від назви зірки δ Цефея назва класу пульсуючих змінних зір гігантів та надгігантів спектральних класів F5 F8 у м

Цефеїда

Цефеїда (від назви зірки δ Цефея) — назва класу пульсуючих (змінних) зір (гігантів та надгігантів) спектральних класів F5-F8 (у максимумі блиску) з амплітудами від 0,5m до 2,0m та періодами коливання від 1 до 146 діб.

Пульсація цефеїди

Причиною змінності є пульсація зовнішніх шарів цефеїди. Це призводить до періодичної зміни температури та радіусу. Найбільша світність приблизно відповідає моменту найшвидшого розширення зорі. Зміна розміру цефеїд може сягати кількох радіусів Сонця.

Історія Редагувати

Змінність δ Цефея виявив та вперше дослідив англієць Джон Гудрайк 1784 року.

1899 року Карл Шварцшильд виявив, що у зір, подібних до δ Цефея, амплітуда змін блиску у фотографічних променях набагато більша, ніж у видимих променях, і пояснив це змінами температури в результаті пульсацій.

1908 року Генрієтта Свон Лівітт виявила 1777 змінних зір у Малій Магеллановій Хмарі. Для 16 з них вона визначила періоди змінності; виявилося, що яскравіші зорі мають довший період. Враховуючи велику відстань до Магелланової хмари (порівняно з розмірами самого об'єкта), ці досліди було інтерпретовано як залежність світності (а не лише видимої зоряної величини) від періоду. Тоді ще не було достеменно відомо, що відкриті зорі є цефеїдами. На це вперше звернув увагу Ейнар Герцшпрунг 1913 року. Він же висунув ідею про використання цієї залежності для визначення відстаней до цефеїд. Визначивши річні паралакси тринадцяти цефеїд він обчислив відстані до них і, таким чином, побудував першу шкалу міжзоряних відстаней.

Класифікація Редагувати

За сучасною класифікацією цефеїди поділяють на:

  • класичні (або цефеїди плоскої складової Галактики, типи змінності за класифікацією GCVS: DCep, DCepS, CepB);
  • цефеїди сферичної складової галактики (або змінні типу W Діви: CWa, CWb). Останні відрізняються від класичних цефеїд (із таким же періодом) меншою світністю: приблизно вчетверо, або на 1,5m (тобто для них залежність між періодом та світністю має дещо інший вигляд, ніж для класичних цефеїд).

Раніше до цефеїд відносили всі змінні зорі, схожі за кривими зміни блиску. Короткоперіодичними цефеїдами тривалий час називали змінні типу RR Ліри. Деякий час називали карликовими цефеїдами змінні типу δ Щита.

Хоча механізм виникнення та підтримання пульсацій у них однаковий, від таких назв відмовилися, тому що зорі вищезазначених типів перебувають на різних стадіях зоряної еволюції.

Цефеїди — це зорі, що вже пройшли стадію головної послідовності (де вони мали спектральний клас B), у них розпочалося термоядерне горіння гелію й вони прямують до стадії червоних надгігантів. Тривалість перебування на цьому шляху становить декілька мільйонів років. За цей час зоря може неодноразово потрапляти до смуги нестабільності на діаграмі Герцшпрунга—Рассела

Природа змінності цефеїд Редагувати

У 1918—1926 роках було опубліковано цикл робіт Артура Едінгтона, присвячених адіабатичним радіальним власним коливанням газових куль (якими є зорі). Едінгтон довів, що такі власні коливання мають швидко згасати й для підтримання зоряних пульсацій необхідний механізм перетворення теплової (чи променевої) енергії на механічну енергію пульсацій. Він також запропонував два можливих варіанти такого механізму. Другий із них полягав у тому, що непрозорість зоряної речовини може збільшуватися від стиснення. Цей механізм іноді називають клапанним, тому що деякий фізичний процес регулює надходження—відведення тепла подібно до клапана. Інша розповсюджена назва другого механізму Едінгтона — каппа-механізм, оскільки непрозорість зоряної речовини (англ. opacity) астрономи позначають грецькою літерою «каппа» (κ). Едінгтон не ідентифікував фізичну природу такого механізму.

Це вдалося зробити радянському вченому Сергію Олександровичу Жевакіну[en] у 1949—1956 роках. Він побудував модель пульсацій, у якій «клапаном» виступали зони критичної подвійної іонізації гелію. Це зони, у яких гелій спочатку іонізується до «голого» ядра (із поглинанням енергії), а потім рекомбінує до іону He+ (із випромінюванням енергії). Таким чином, енергія затримується в зоні на деякий час, тобто, надходження енергії до поверхні частково перекривається.

За сучасними даними значну роль у пульсаціях відіграють також зони іонізації водню. Вони розташовані безпосередньо під фотосферою зорі.

Значимість Редагувати

Однією з найважливіших особливостей цефеїд, що зумовила надзвичайно велике значення цих зір в астрономії, є встановлена залежність між періодом пульсацій та світністю зорі. Ця залежність декілька разів переглядалася та уточнювалася. Для класичних цефеїд за сучасними даними вона має вигляд:

де:

Спостерігаючи період зміни блиску можна визначити світність такої зорі. А отримавши абсолютну зоряну величину можна за співвідношення з видимою зоряною величиною визначити відстань до цефеїди. Оскільки цефеїди — дуже яскраві зорі, їх можна спостерігати у віддалених зоряних системах (розсіяних та кулястих скупченнях, сусідніх галактиках). За допомогою потужних телескопів можна спостерігати окремі цефеїди у цих зоряних системах і визначити відстань до них. Завдяки цій унікальній рисі цефеїди отримали назву маяків Всесвіту.

Таким чином цефеїди слугують важливою ланкою для побудови шкали міжзоряних та міжгалактичних відстаней, визначення сталої Габбла та віку Всесвіту.

Найвідоміші цефеїди Редагувати

Посилання Редагувати

  1. ↑ Ю. А. Фадеев Пульсации звезд Природа август 2006 г. (рос.)
  2. Eddington, A.S. (1926). Chapter VIII. Variable Stars. The Internal Constitution of the Stars. Cambridge Science Classics. Cambridge University Press. ISBN 9780521337083. LCCN lc87005205. (англ.)
  3. ↑ Н. Н. Самусь. 2.2 Классические цефеиды. Типы по ОКПЗ: DCEP, DCEPS, CEP(B) // Переменные звёзды. — Учебное пособие по курсу «Астрономия». (рос.)
  4. Жевакин С.А. (1953). К теории цефеид. I. Астрономический журнал 30: 161-179. (рос.)
  5. Жевакин С.А. (1954). К теории звездной переменности. II. Астрономический журнал 31: 141-153. (рос.)
  6. Zhevakin S.A. (1963). Physical Basis of the Pulsation Theory of Variable Stars. Annual Review of Astron. and Astrophys. 1: 367-400. doi:10.1146/annurev.aa.01.090163.002055. (англ.)

Джерела Редагувати

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
Cefeyida vid nazvi zirki d Cefeya nazva klasu pulsuyuchih zminnih zir gigantiv ta nadgigantiv spektralnih klasiv F5 F8 u maksimumi blisku z amplitudami vid 0 5m do 2 0m ta periodami kolivannya vid 1 do 146 dib Pulsaciya cefeyidiPrichinoyu zminnosti ye pulsaciya zovnishnih shariv cefeyidi Ce prizvodit do periodichnoyi zmini temperaturi ta radiusu Najbilsha svitnist priblizno vidpovidaye momentu najshvidshogo rozshirennya zori 1 Zmina rozmiru cefeyid mozhe syagati kilkoh radiusiv Soncya Zmist 1 Istoriya 2 Klasifikaciya 3 Priroda zminnosti cefeyid 4 Znachimist 5 Najvidomishi cefeyidi 6 Posilannya 7 DzherelaIstoriya RedaguvatiZminnist d Cefeya viyaviv ta vpershe doslidiv angliyec Dzhon Gudrajk 1784 roku 1899 roku Karl Shvarcshild viyaviv sho u zir podibnih do d Cefeya amplituda zmin blisku u fotografichnih promenyah nabagato bilsha nizh u vidimih promenyah i poyasniv ce zminami temperaturi v rezultati pulsacij 1908 roku Genriyetta Svon Livitt viyavila 1777 zminnih zir u Malij Magellanovij Hmari Dlya 16 z nih vona viznachila periodi zminnosti viyavilosya sho yaskravishi zori mayut dovshij period Vrahovuyuchi veliku vidstan do Magellanovoyi hmari porivnyano z rozmirami samogo ob yekta ci doslidi bulo interpretovano yak zalezhnist svitnosti a ne lishe vidimoyi zoryanoyi velichini vid periodu Todi she ne bulo dostemenno vidomo sho vidkriti zori ye cefeyidami Na ce vpershe zvernuv uvagu Ejnar Gercshprung 1913 roku Vin zhe visunuv ideyu pro vikoristannya ciyeyi zalezhnosti dlya viznachennya vidstanej do cefeyid Viznachivshi richni paralaksi trinadcyati cefeyid vin obchisliv vidstani do nih i takim chinom pobuduvav pershu shkalu mizhzoryanih vidstanej Klasifikaciya Redaguvati nbsp Za suchasnoyu klasifikaciyeyu cefeyidi podilyayut na klasichni abo cefeyidi ploskoyi skladovoyi Galaktiki tipi zminnosti za klasifikaciyeyu GCVS DCep DCepS CepB cefeyidi sferichnoyi skladovoyi galaktiki abo zminni tipu W Divi CWa CWb Ostanni vidriznyayutsya vid klasichnih cefeyid iz takim zhe periodom menshoyu svitnistyu priblizno vchetvero abo na 1 5m tobto dlya nih zalezhnist mizh periodom ta svitnistyu maye desho inshij viglyad nizh dlya klasichnih cefeyid Ranishe do cefeyid vidnosili vsi zminni zori shozhi za krivimi zmini blisku Korotkoperiodichnimi cefeyidami trivalij chas nazivali zminni tipu RR Liri Deyakij chas nazivali karlikovimi cefeyidami zminni tipu d Shita Hocha mehanizm viniknennya ta pidtrimannya pulsacij u nih odnakovij vid takih nazv vidmovilisya tomu sho zori vishezaznachenih tipiv perebuvayut na riznih stadiyah zoryanoyi evolyuciyi Cefeyidi ce zori sho vzhe projshli stadiyu golovnoyi poslidovnosti de voni mali spektralnij klas B u nih rozpochalosya termoyaderne gorinnya geliyu j voni pryamuyut do stadiyi chervonih nadgigantiv Trivalist perebuvannya na comu shlyahu stanovit dekilka miljoniv rokiv Za cej chas zorya mozhe neodnorazovo potraplyati do smugi nestabilnosti na diagrami Gercshprunga RasselaPriroda zminnosti cefeyid RedaguvatiU 1918 1926 rokah bulo opublikovano cikl robit Artura Edingtona prisvyachenih adiabatichnim radialnim vlasnim kolivannyam gazovih kul yakimi ye zori Edington doviv sho taki vlasni kolivannya mayut shvidko zgasati j dlya pidtrimannya zoryanih pulsacij neobhidnij mehanizm peretvorennya teplovoyi chi promenevoyi energiyi na mehanichnu energiyu pulsacij Vin takozh zaproponuvav dva mozhlivih varianti takogo mehanizmu Drugij iz nih polyagav u tomu sho neprozorist zoryanoyi rechovini mozhe zbilshuvatisya vid stisnennya 2 Cej mehanizm inodi nazivayut klapannim tomu sho deyakij fizichnij proces regulyuye nadhodzhennya vidvedennya tepla podibno do klapana Insha rozpovsyudzhena nazva drugogo mehanizmu Edingtona kappa mehanizm oskilki neprozorist zoryanoyi rechovini angl opacity astronomi poznachayut greckoyu literoyu kappa k Edington ne identifikuvav fizichnu prirodu takogo mehanizmu 3 Ce vdalosya zrobiti radyanskomu vchenomu Sergiyu Oleksandrovichu Zhevakinu en u 1949 1956 rokah 4 5 6 Vin pobuduvav model pulsacij u yakij klapanom vistupali zoni kritichnoyi podvijnoyi ionizaciyi geliyu Ce zoni u yakih gelij spochatku ionizuyetsya do gologo yadra iz poglinannyam energiyi a potim rekombinuye do ionu He iz viprominyuvannyam energiyi Takim chinom energiya zatrimuyetsya v zoni na deyakij chas tobto nadhodzhennya energiyi do poverhni chastkovo perekrivayetsya Za suchasnimi danimi znachnu rol u pulsaciyah vidigrayut takozh zoni ionizaciyi vodnyu Voni roztashovani bezposeredno pid fotosferoyu zori 1 Znachimist RedaguvatiOdniyeyu z najvazhlivishih osoblivostej cefeyid sho zumovila nadzvichajno velike znachennya cih zir v astronomiyi ye vstanovlena zalezhnist mizh periodom pulsacij ta svitnistyu zori 3 Cya zalezhnist dekilka raziv pereglyadalasya ta utochnyuvalasya Dlya klasichnih cefeyid za suchasnimi danimi vona maye viglyad M V 3 88 2 87 l g P 1 displaystyle M V 3 88 2 87 lgP 1 nbsp de MV absolyutna zoryana velichina u zhovtih vidimih promenyah P period zmini blisku Sposterigayuchi period zmini blisku mozhna viznachiti svitnist takoyi zori A otrimavshi absolyutnu zoryanu velichinu mozhna za spivvidnoshennya z vidimoyu zoryanoyu velichinoyu viznachiti vidstan do cefeyidi Oskilki cefeyidi duzhe yaskravi zori yih mozhna sposterigati u viddalenih zoryanih sistemah rozsiyanih ta kulyastih skupchennyah susidnih galaktikah Za dopomogoyu potuzhnih teleskopiv mozhna sposterigati okremi cefeyidi u cih zoryanih sistemah i viznachiti vidstan do nih Zavdyaki cij unikalnij risi cefeyidi otrimali nazvu mayakiv Vsesvitu Takim chinom cefeyidi sluguyut vazhlivoyu lankoyu dlya pobudovi shkali mizhzoryanih ta mizhgalaktichnih vidstanej viznachennya staloyi Gabbla ta viku Vsesvitu Najvidomishi cefeyidi Redaguvatid Cefeya Polyarna zorya h OrlaPosilannya Redaguvati a b Yu A Fadeev Pulsacii zvezd Priroda avgust 2006 g ros Eddington A S 1926 Chapter VIII Variable Stars The Internal Constitution of the Stars Cambridge Science Classics Cambridge University Press ISBN 9780521337083 LCCN lc87005205 angl a b N N Samus 2 2 Klassicheskie cefeidy Tipy po OKPZ DCEP DCEPS CEP B Peremennye zvyozdy Uchebnoe posobie po kursu Astronomiya ros Zhevakin S A 1953 K teorii cefeid I Astronomicheskij zhurnal 30 161 179 ros Zhevakin S A 1954 K teorii zvezdnoj peremennosti II Astronomicheskij zhurnal 31 141 153 ros Zhevakin S A 1963 Physical Basis of the Pulsation Theory of Variable Stars Annual Review of Astron and Astrophys 1 367 400 doi 10 1146 annurev aa 01 090163 002055 angl Dzherela RedaguvatiN N Samus Peremennye zvyozdy Glava 2 Pulsiruyushie zvyozdy Uchebnoe posobie po kursu Astronomiya ros Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Cefeyida amp oldid 38216685