Cefeidė

Šiam straipsniui ar jo daliai trūksta šaltinių ar nuorodų į juos. Jūs galite padėti Vikipedijai įrašydami tinkamas išnašas ar nuorodas į šaltinius.

Cefeidė – kintamosios 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

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

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}=-2.81log_{10}(P)-(1.43\pm 0.1)\,$$M_{v}=-2.81log_{10}(P)-(1.43\pm 0.1)\,$

kur $P$$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)

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).