Cefeidė

Straipsnis iš Vikipedijos, laisvosios enciklopedijos.
Peršokti į: navigacija, paiešką
 NoFonti.svg  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[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

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[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

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:

kur 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)[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

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).