Цефеида

Из Википедије, слободне енциклопедије

Цефеида припада посебној класи променљивих звезда, значајних по веома тесној корелацији између периода променљивости и апсолутне луминозности. Ове звезде добиле су назив по звезди делта Цефеја (Delta Cephei), чију променљивост је први открио Џон Гудрик (John Goodricke), 1784. године.

Захваљујући поменутој период-луминозност корелацији, коју је прва открила Хенријета Сван Ливит (Henrietta Swan Leavitt), 1912. године, постало је могуће Цефеиде користити као стандардну свећу (астрономски објекат чија је луминозност позната) за одређивање удаљености до звезданог јата или галаксије у којој се оне налазе. Пошто релација „период-луминозност“ може да се калибрише са веома великом прецизношћу коришћењем најближе звезде цефеиде, удаљености нађене овим методом су међу најтачније утврђеним удаљеностима које су нам данас на располагању.

Опис[уреди]

Цефеида обично припада популацији I, и то је џиновска жута звезда. Цефеиде пулсирају, наизменично се ширећи и сажимајући, што резултује у регуларном осциловању њене луминозности. Луминозност цефеида налази се у интервалу од 103 до 104 пута луминозности Сунца. Пошто су цефеиде из популације I, оне се понекад називају и Тип I цефеиде, док су њима сличне (али које припадају популацији II) променљиве типа W Virginis звезде познате као Тип II цефеиде.

Тачна маса цефеида за дату, познату, сјајност или осцилације не може се одредити са било којом великом прецизношћу, али астрономи се надају да ће стећи информације и о томе на основу скоро откривене, треће, звезде из система Поларис[1].

Промене у луминозности су проузроковане циклусима јонизације хелијума у звездиној атмосфери, који су праћени експанзијом (ширењем) и дејонизацијом. Док је јонизована, атмосфера звезде је мање пропусна за светлост. Овај циклус јонизације и дејонизације има период који је у грубом једнак динамичком временском интервалу звезде, тако да на основу њега добијамо и информације о средњој густини звезде једнако добро као и о њеној луминозности.

Подела цефеида[уреди]

Делта цефеиде[уреди]

Делта цефеиде се одликују врло постојаним и дугим периодима промене сјаја који могу бити између 1,5 и 50 дана. У скорије време пронађене су цефеиде с периодима дужим од 100 дана. Амплитуде промене сјаја - разлика привидних величина у максимуму и минимуму сјаја – могу се кретати у интервалу 0,2 - 2,0 звездане величине. Карактеристичан представник звезда овог типа је делта Цефеја. Делта цефеиде припадају звездама спектралног типа Ф, Г и К, њихове апсолутне магнитуде досежу до -6 (што значи да могу бити 10.000 пута сјајније од Сунца). Време потребно да се њихов сјај повећа и опет смањи (период променљиве звезде) говори нам колики је њихов апсолутни сјај. Упоредимо ли потом ту величину с привидним сјајем цефеиде, лако можемо израчунати колико је она од нас удаљена. Цефеиде су стога нарочите важне у астрономији, јер омогућују одређивање удаљености и изван наше Галаксије.

W Virginis[уреди]

Врло су сличне цефеидама, но оне су старије звезде популације II, сиромашније тежим елементима. Периоди промене сјаја код ових звезда варирају од 2 до 45 дана с амплитудама од 0,3 до 1,2 магнитуде.

RR Lyrae[уреди]

Сличне су цефеидама, али имају нешто мањи луминозитет. То су старе звезде популације II, масе отприлике једнаке Сунчевој. Припадају збијеним јатима. Све оне врло брзо мењају свој сјај, периоди износе између 0,05 и 1,2 дана, а притом им се сјај најчешће мења за око једну звездану величину.

Delta Scuti[уреди]

Припадају спектралним типовима А0 – Ф5, амплитуде промене сјаја су им од 0,003 до 0,9 магнитуда, периоди су им 0,01 до 0,2 дана. Променљиве ове врсте настањују подручје галактичке равни, тј. диска.

SX Phoenicis[уреди]

Сличне су променљивим звездама типа delta Scuti, припадају спектралним класама А2 - Ф5. Најчешће се опажају у кугластим јатима. Сјај им се мења с амплитудом од 0,7 магнитуде, а периоди су им 1-2 сата.

Извори[уреди]

  1. ^ [1], Приступљено 30. 4. 2013.