Русская Википедия:Классические цефеиды
Классические цефеиды (Шаблон:Lang-en), цефеиды I типа населения, цефеиды I типа, цефеиды типа Дельты Цефея — тип переменных звёзд (цефеид). Принадлежат первому типу населения галактик, проявляют признаки регулярных радиальных пульсаций с периодами от нескольких дней до нескольких недель при амплитуде блеска от нескольких десятых звёздной величины до 2 звёздных величин.
Выявлена чёткая связь между светимостью классической цефеиды и её периодом пульсации,[1][2] что позволяет использовать цефеиды как стандартные свечи для определения шкалы расстояний в Галактике и за её пределами.[3][4][5][6] По наблюдениям классических цефеид на телескопе «Хаббл» удалось уточнить постоянную в законе Хаббла.[3][4][6][7][8] Также информация о классических цефеидах применяется для определения характеристик Млечного Пути, таких как спиральная структура или высота Солнца над плоскостью Галактики.[5]
В Млечном Пути известно около 800 цефеид, а ожидаемое полное их количество равно 6000. В Магеллановых Облаках известно ещё несколько тысяч цефеид. Также подобные объекты обнаруживались и в других галактиках;[9] телескоп Хаббл открыл несколько в галактике NGC 4603, находящейся в 100 млн световых лет от нас.[10]
Свойства
Классические цефеиды в 4—20 раз тяжелее Солнца[11], и обладают светимостями от 1000 до Шаблон:Val (более Шаблон:Val для V810 Центавра) светимостей Солнца[12]. Данные звёзды относятся к ярким гигантам или сверхгигантам низкой светимости спектрального класса F6 — K2. Температура и спектральный класс объекта меняются по мере пульсаций. Радиусы в несколько десятков или сотен раз превышают солнечный. Более яркие цефеиды холоднее и крупнее, а также имеют большие периоды пульсаций. В ходе пульсаций меняется не только температура, но и радиус (например на ~25 % для долгопериодической l Car), что приводит к изменению блеска до двух звёздных величин. На коротких длинах волн изменение блеска проявляется сильнее[13].
Цефеиды могут пульсировать в фундаментальной моде, первом обертоне или в смешанном режиме. Пульсации в обертонах выше первого встречаются редко, но они также представляют интерес[2]. Большинство классических цефеид считаются пульсирующими в основной моде, хотя тип пульсации сложно определить по форме кривой блеска. Звёзды, пульсирующие в обертоне, более яркие и крупные, чем пульсирующие в фундаментальной моде с тем же периодом[14].
Когда звезда промежуточной массы уходит с главной последовательности, она пересекает полосу нестабильности очень быстро, при этом в водородном слое происходит горение. Когда начинается горение гелия в ядре, звезда может прочертить голубую петлю и снова пересечь полосу нестабильности, первый раз при движении в сторону больших температур и при возвращении по направлению к асимптотической ветви гигантов. Звёзды с массами порядка и более 8-12Шаблон:Mo начинают процесс горения гелия в ядре до достижения ветви красных гигантов и становятся красными сверхгигантами, но также могут совершить голубую петлю при прохождении полосы нестабильности. Продолжительность и наличие голубых петель в значительной степени зависит от массы, металличности и содержания гелия в звезде. В некоторых случаях звезда может пересечь полосу нестабильности в четвёртый или пятый раз, когда начинается горение гелия в оболочке. Темп изменения периода пульсации цефеиды, а также относительное содержание различных химических соединений (определяемое по спектру) позволяет понять, в какой раз звезда проходит полосу нестабильности[15].
Классические цефеиды представляют собой звёзды главной последовательности спектрального класса B раньше, чем B7, вероятно поздние звёзды класса O до того, как они истратят водород в своём ядре. Более массивные и горячие звёзды становятся более яркими цефеидами с более длинными периодами, хотя считается, что молодые звёзды внутри галактики, обладающие почти солнечной металличностью, теряют большое количество массы к тому времени, когда они достигнут полосы нестабильности, при этом периоды их пульсаций будут равны 50 дням или менее. При массе выше определённого значения, 20-50 Шаблон:Mo в зависимости от металличности, красные гиганты в ходе эволюции переходят обратно на стадию голубых сверхгигантов, а не проходят через стадию голубой петли, но при этом будут вести себя как неустойчивые жёлтые гипергиганты, а не правильно пульсирующие цефеиды. Очень массивные звёзды не охлаждаются достаточно для того, чтобы достичь полосы нестабильности и не превращаются в цефеиды. При малой металличности, например в Магеллановых Облаках, звёзды могут сохранить больше массы и превратиться в более яркие цефеиды с большими периодами пульсации[12].
Кривые блеска
Кривая блеска цефеид обычно асимметрична, обладает быстрым подъёмом до максимального блеска, за которым следует медленное уменьшение блеска до минимума (например, как у Дельты Цефея). Это происходит вследствие разницы в фазе между вариациями радиуса и температуры и считается признаком пульсирующих в основной (фундаментальной) моде объектов, к которым относятся цефеиды I типа. В некоторых случаях гладкая псевдосинусоидальная кривая блеска обладает скачком, краткосрочным замедлением спада блеска или даже увеличением блеска, которое возникает, как считается, из-за резонанса между фундаментальной модой и вторым обертоном. Скачок чаще всего виден на нисходящей части кривой блеска у звёзд с периодом около 6 дней (например, Эта Орла). По мере увеличения периода расположение скачка смещается к максимуму и может привести к возникновению двойного максимума или же к неразличимости с первым максимумом, для звёзд с периодом около 10 дней (например, Дзета Близнецов). При более длинных периодах скачок можно увидеть на восходящей ветви кривой блеска (например, X Лебедя), но для периодов более 20 дней резонанс исчезает.
Меньшее количество классических цефеид обладает почти синусоидальной кривой блеска. Их называют s-цефеидами, обычно они обладают меньшими амплитудами и более короткими периодами. Большинство из них считаются цефеидами первого обертона (например, X Стрельца) или же более высоких обертонов, хотя некоторые необычные звёзды пульсируют, как кажется, в основной моде, но имеют также синусоидальную кривую блеска (например, S Лисички). Звёзды, пульсирующие в первом обертоне, как предполагается, в нашей Галактике обладают короткими периодами, хотя при низких металличностях, как например в Магеллановых Облаках, период может возрастать. Пульсирующие в более высоких обертонах объекты и цефеиды, пульсирующие в двух обертонах сразу, также чаще встречаются в Магеллановых Облаках; они обычно имеют меньшие амплитуды и несколько неправильные кривые блеска.[2][16]
Открытие
10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт открыл переменность у звезды Эта Орла, первого известного представителя типа классических цефеид. Однако назван данный вид переменных звёзд в честь Дельты Цефея, переменность которой обнаружил Джон Гудрайк спустя месяц.[17] Дельта Цефея также является важным объектом для калибровки зависимости период-светимость, поскольку расстояние до этой звезды является одним из наиболее надёжных среди всех цефеид, поскольку Дельта Цефея принадлежит звёздному скоплению,[18][19] а также для звезды существуют точные параллаксы, измеренные на телескопе Хаббл и Hipparcos.[20]
Зависимость период-светимость
Светимость классических цефеид напрямую связана с их периодом пульсации. Чем больше период, тем большей светимостью обладает звезда. Зависимость период—светимость для классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт в рамках исследования тысяч переменных звёзд в Магеллановых Облаках.[21] Она опубликовала полученную зависимость в 1912 году[22]. После калибровки зависимости можно установить светимость произвольной цефеиды, если известен период её пульсации. Тогда по данным о видимом блеске можно определить расстояние до цефеиды. Зависимость светимости от периода пульсации калибровалась многими астрономами на протяжении двадцатого века, начиная с Эйнара Герцшпрунга.[23] Такая калибровка сопряжена с рядом сложностей. Надёжную калибровку получили Benedict и др. в 2007 году по данным параллаксов, полученных на телескопе Хаббл для 10 ближайших классических цефеид.[24] В 2008 году астрономы ESO с точностью 1 % определили расстояние до цефеиды RS Кормы, используя данные о световом эхо от туманности, в которую погружена звезда.[25] Тем не менее, эта оценка оспаривается в ряде источников.[26]
Следующее соотношение для периода пульсации P цефеиды I типа населения и её абсолютной звёздной величины Mv было получено на основе данных о тригонометрических параллаксах, полученных космическим телескопом Хаббл для 10 ближайших к Солнцу классических цефеид:
- <math> M_\mathrm{v} = (-2.43\pm0.12) \left(\log_{10}P - 1\right) - (4.05 \pm 0.02) \, </math>
где P измеряется в днях. [20][24] Следующее соотношение можно также использовать для оценки расстояния d до классической цефеиды:
- <math> 5\log_{10}{d}=V+ 3.34 \log_{10}{P} - 2.45 (V-I) + 7.52 \,, </math>[24]
или
- <math> 5\log_{10}{d}=V+ 3.37 \log_{10}{P} - 2.55 (V-I) + 7.48 \,. </math>[27]
I и V являются средними значениями видимой звёздной величины в инфракрасной и видимой частях спектра.
Цефеиды малых амплитуд
Классические цефеиды с амплитудами видимой звёздной величины менее 0,5 звёздной величины, почти симметричными кривыми блеска и малыми периодами пульсации выделяют в отдельную группу, называемую цефеидами малой амплитуды. Для них введена аббревиатура DCEPS in в Общем каталоге переменных звёзд.Обычно периоды таких звёзд не превосходят 7 дней, хотя точная граница до сих пор остаётся под вопросом.[28] Обозначение s-цефеиды используется для цефеид с коротким периодом пульсации и малой амплитудой блеска при синусоидальной форме кривой блеска. Считается, что такие объекты пульсируют в первом обертоне. Они расположены вблизи красного края полосы нестабильности. Некоторые авторы используют термин s-цефеиды как синоним для звёзд DCEP с малой амплитудой, другие считают, что данное обозначение можно применять только к звёздам, пульсирующим в первом обертоне.[29][30]
Цефеиды с малой амплитудой (DCEPS) включают Полярную звезду и FF Орла, хотя оба объекта могут пульсировать и в фундаментальной моде. Объекты, пульсация которых в первом обертоне надёжно установлена, включают BG Южного Креста и BP Циркуля.[31][32]
Неопределённости оценки расстояния до цефеид
Основными видами неопределённости в оценке расстояния до цефеид являются свойства зависимости светимости от периода в различных полосах спектра, влияние металличности на нуль-пункт и наклон данной зависимости, влияние фотометрического смешивания объектов и меняющегося (обычно по плохо известному закону) поглощения. Все эти виды эффектов широко обсуждаются в литературе.[4][7][12][33][34][35][36][37][38][39][40][41]
Вследствие наличия указанных неопределённостей получаемые по цефеидам значения постоянной Хаббла варьируются от 60 км/с/Мпк до 80 км/с/Мпк.[3][4][6][7][8] Устранение ошибок определения постоянной Хаббла является одной из важнейших задач астрономии, поскольку по точному значению постоянной Хаббла можно установить ряд космологических параметров Вселенной.[6][8]
Примеры
Некоторые классические цефеиды обладают изменениями блеска, которые можно заметить на масштабах нескольких суток при наблюдениях даже невооружённым глазом. К таким объектам относится Дельта Цефея (на северном небе), Дзета Близнецов и Эта Орла (удобно наблюдать в тропиках) и Бета Южной Рыбы (на южном небе).
Обозначение (название) | Созвездие | Открытие | Максимальная видимая звёздная величина (mV)[42] | Минимальная видимая звёздная величина (mV)[42] | Период (сутки)[42] | Спектральный класс | Примечание |
---|---|---|---|---|---|---|---|
η Aql | Орёл | Эдуард Пиготт, 1784 | 3m.48 | 4m.39 | 07.17664 | F6 Ibv | |
FF Aql | Орёл | Чарльз Морс Хаффер, 1927 | 5m.18 | 5m.68 | 04.47 | F5Ia-F8Ia | |
TT Aql | Орёл | 6m.46 | 7m.7 | 13.7546 | F6-G5 | ||
U Aql | Орёл | 6m.08 | 6m.86 | 07.02393 | F5I-II-G1 | ||
T Ant | Насос | 5m.00 | 5m.82 | 05.898 | G5 | Вероятно, обладает ненаблюдаемым компаньоном. Ранее считалось, что объект является цефеидом II типа[43] | |
RT Aur | Возничий | 5m.00 | 5m.82 | 03.73 | F8Ibv | ||
l Car | Киль | 3m.28 | 4m.18 | 35.53584 | G5 Iab/Ib | ||
δ Cep | Цефей | Джон Гудрайк, 1784 | 3m.48 | 4m.37 | 05.36634 | F5Ib-G2Ib | двойная звезда, наблюдается в бинокль |
AX Cir | Циркуль | 5m.65 | 6m.09 | 05.273268 | F2-G2II | спектроскопическая двойная, имеет компаньон массой 5 Шаблон:Mo спектрального класса B6 | |
BP Cir | Циркуль | 7m.31 | 7m.71 | 02.39810 | F2/3II-F6 | спектроскопическая двойная, имеет компаньон массой 4.7 Шаблон:Mo спектрального класса B6 | |
BG Cru | Южный Крест | 5m.34 | 5m.58 | 03.3428 | F5Ib-G0p | ||
R Cru | Южный Крест | 6m.40 | 7m.23 | 05.82575 | F7Ib/II | ||
S Cru | Южный Крест | 6m.22 | 6m.92 | 04.68997 | F6-G1Ib-II | ||
T Cru | Южный Крест | 6m.32 | 6m.83 | 06.73331 | F6-G2Ib | ||
X Cyg | Лебедь | 5m.85 | 6m.91 | 16.38633 | G8Ib[44] | ||
SU Cyg | Лебедь | 6m.44 | 7m.22 | 03.84555 | F2-G0I-II[45] | ||
β Dor | Южная Рыба | 3m.46 | 4m.08 | 09.8426 | F4-G4Ia-II | ||
ζ Gem | Близнецы | Иоганн Шмидт, 1825 | 3m.62 | 4m.18 | 10.15073 | F7Ib to G3Ib | |
V473 Lyr | Лира | 5m.99 | 6m.35 | 01.49078 | F6Ib-II | ||
R Mus | Муха | 5m.93 | 6m.73 | 07.51 | F7Ib-G2 | ||
S Mus | Муха | 5m.89 | 6m.49 | 09.66007 | F6Ib-G0 | ||
S Nor | Наугольник | 6m.12 | 6m.77 | 09.75411 | F8-G0Ib | наиболее яркий представитель скопления NGC 6087 | |
QZ Nor | Наугольник | 8m.71 | 9m.03 | 03.786008 | F6I | компонент рассеянного скопления NGC 6067 | |
V340 Nor | Наугольник | 8m.26 | 8m.60 | 11.2888 | G0Ib | компонент рассеянного скопления NGC 6067 | |
V378 Nor | Наугольник | 6m.21 | 6m.23 | 03.5850 | G8Ib | ||
BF Oph | Змееносец | 6m.93 | 7m.71 | 04.06775 | F8-K2[46] | ||
RS Pup | Корма | 6m.52 | 7m.67 | 41.3876 | F8Iab | ||
S Sge | Стрела | Джон Эллард Гор, 1885 | 5m.24 | 6m.04 | 08.382086[47] | F6Ib-G5Ib | |
U Sgr | Стрелец (in M25) | 6m.28 | 7m.15 | 06.74523 | G1Ib[48] | ||
W Sgr | Стрелец | 4m.29 | 5m.14 | 07.59503 | F4-G2Ib | Оптическая двойная с γ2 Sgr | |
X Sgr | Стрелец | 4m.20 | 4m.90 | 07.01283 | F5-G2II | ||
V636 Sco | Скорпион (созвездие) | 6m.40 | 6m.92 | 06.79671 | F7/8Ib/II-G5 | ||
R TrA | Южный Треугольник | 6m.4 | 6m.9 | 03.389 | F7Ib/II[48] | ||
S TrA | Южный Треугольник | 6m.1 | 6m.8 | 06.323 | F6II-G2 | ||
α UMi (Полярная звезда) | Малая Медведица | Эйнар Герцшпрунг, 1911 | 1m.86 | 2m.13 | 03.9696 | F8Ib or F8II | |
AH Vel | Паруса | 5m.5 | 5m.89 | 04.227171 | F7Ib-II | ||
S Vul | Лисичка | 8m.69 | 9m.42 | 68.464 | G0-K2(M1) | ||
T Vul | Лисичка | 5m.41 | 6m.09 | 04.435462 | F5Ib-G0Ib | ||
U Vul | Лисичка | 6m.73 | 7m.54 | 07.990676 | F6Iab-G2 | ||
SV Vul | Лисичка | 6m.72 | 7m.79 | 44.993 | F7Iab-K0Iab |
Примечания
Ссылки
- The Cepheid Distance Scale: A History, by Nick AllenШаблон:Ref-en
- McMaster Cepheid Photometry and Radial Velocity Data Archive Шаблон:WaybackШаблон:Ref-en
- American Association of Variable Star Observers Шаблон:WaybackШаблон:Ref-en
- OGLE Atlas of Variable Star Light Curves — Classical Cepheids Шаблон:WaybackШаблон:Ref-en
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ 2,0 2,1 2,2 Шаблон:Статья
- ↑ 3,0 3,1 3,2 Шаблон:Статья
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 Шаблон:Статья
- ↑ 5,0 5,1 Шаблон:Статья
- ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 Шаблон:Статья
- ↑ 7,0 7,1 7,2 Шаблон:Статья
- ↑ 8,0 8,1 8,2 Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ 12,0 12,1 12,2 Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ 20,0 20,1 Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ 24,0 24,1 24,2 Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite arxiv
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ 42,0 42,1 42,2 Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ 48,0 48,1 Шаблон:Статья
Шаблон:Выбор языка Шаблон:Переменные звёзды