Цефеида

RS Puppis е една от най-ярките известни цефеиди в Млечния път (снимка от телескопа Хъбъл)

Етапите на пулсация на цефеида

Цефеидата е променлива звезда, гигант или жълт свръхгигант, чиято маса е между 4 и 15 слънчеви маси, а светимостта и между 100 и 30 000 слънчеви светимости. При цефеидите се наблюдава строга зависимост между яркостта на звездата и периода на изменение на блясъка ѝ, което позволява да се измери директно разстоянието до нея.^[1] Прототип на тези звезди е звездата δ Цефей. Друга известна цефеида е Полярната звезда.

История

През 1908 г. Хенриета Ливит (която тогава работи в Харвардския университет) първа открива изключителната важност на цефеидите за определяне на разстоянията до галактиките. Тя забелязва, че периодът на изменение на блясъка на една цефеида е право пропорционален на блясъка на звездата. Понеже тази зависимост е изключително строга, достатъчно е да се измери разстоянието до някоя цефеида (или до няколко, за по-голяма точност), и може да се определи отношението на периода и към нейния абсолютен блясък. След като това отношение стане известно, може да се определи разстоянието до всяка една друга такава звезда.

Метод на цефеидите

Връзката между периода на изменение на блясъка на една цефеида и нейната светимост е толкова строга,^[2] че вече повече от век се използва от астрономите като един от основните методи за определяне на разстоянията във Вселената. Зависимостта е наистина много строга: светимостта на цефеида с период от 3 дни е 800 пъти по-голяма от слънчевата; цефеида с период от 30 дни има светимост от 10 000 слънчеви светимости. След като зависимостта период-светимост е била калибрирана по най-близките цефеиди, до които разстоянието е било измерено с други средства, вече е станало възможно да се прилага тази зависимост за други звезди и така да се определя разстоянието до тях. Ако те се намират в други галактики, то могат да се измерват директно разстоянията до тези галактики.

За да се определи разстоянието до една цефеида, е необходимо да се оцени нейната видима величина, както и нейният период на изменение на блясъка.

Абсолютната звездна величина на цефеидата се получава по формулата:

${\displaystyle M_{v}=-2,81\log(P)-1,43}$,

където ${\displaystyle M_{v}}$ е Абсолютната звездна величина на звездата, а P е периодът ѝ.

Знаейки Абсолютната звездна величина, и след като е определено с наблюдения нейната видима величина, може да се намери разстоянието от определението за абсолютна величина:

${\displaystyle M_{v}=m+5\lg {\frac {d}{d_{0}}}}$

или същата формула, преобразувана за разстоянието:

${\displaystyle d=d_{0}10^{\frac {M-m}{5}}}$

(където ${\displaystyle M_{v}}$ е абсолютната звездна величина, m е видимата, d е разстоянието до звездата, а ${\displaystyle d_{0}}$ е стандартното разстояние, за което се определя абсолютна звездна величина (10 парсека)).

Източници

1. The Hubble Constant // Annual Review of Astronomy and Astrophysics 48. 2010. DOI:10.1146/annurev-astro-082708-101829. с. 673.
2. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud // Acta Astronomica 49. 1999. с. 223.