Cefeidė

Straipsnis iš Vikipedijos, laisvosios enciklopedijos.
Peršokti į: navigaciją, paiešką

Cefeidėkintamosios žvaigždės tipas, kuriam būdingas taisyklingas ir periodiškas ryškio (ir spektro) kitimas. Pavadinimas kilo iš pirmosios atrastos tokios žvaigždės – δ Cep (Cefėjo delta) – 1784 anglų astronomas Džonas Gudrikas. HR diagramoje cefeidės yra nestabilumo juostoje. Cefeidės paprastai būna B, A, F, G spektrinės klasės žvaigždės milžinės arba supermilžinės. Pavyzdžiui, Šiaurinė yra klasikinė cefeidė.

Cefeidžių klasifikacija[taisyti | redaguoti kodą]

Spinesio kitimo periodas gali būti nuo paros dalių iki 0,5 metų. Pagal periodą cefeidės skirstomos į:

  • klasikines (ilgaperiodes); (I populiacijos);
  • ilgaperiodes virginides (II populiacijos):
    • Mergelės W tipo (1-8 parų)
    • Heraklio IB tipo (12-35 parų);
  • trumpaperiodes lyrides – (periodas – paros dalys). (Nors pastaruoju metu linkstama išskirti šias žvaigždes į atskirą kintamųjų žvaigždžių tipą).

Periodo ir šviesumo priklausomybė[taisyti | redaguoti kodą]

1912 buvo pastebėta, kad didesnio absoliutinio šviesumo žvaigždės pulsavimo periodas didesnis (absoliutus ryškis proporcingas šių periodo logaritmui). Todėl tiksliai įvertinus cefeidės periodą galima nustatyti absoliutinį ryškį:

 M_v = -2.81 log_{10}(P) - (1.43 \pm 0.1) \,

kur P išreiškiamas paromis. Po to, palyginus jį su regimuoju ryškiu, galima nustatyti ir atstumą. Tai yra vienas iš būdų nustatyti atstumus iki galaktikų ar spiečių.

Cefeidžių pulsacijų modelis (κ-mechanizmas)[taisyti | redaguoti kodą]

Ryškis kinta dėl žvaigždės radialinių pulsacijų. Padidėjus žvaigždės radiusui, išoriniai sluoksniai retėja ir vėsta (spinduliavimas mažėja), žvaigždė ima trauktis – tada ji tankėja ir kaista (spinduliavimas didėja).