Цефеиди

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај

Цефеидите се членови на класата на многу луминозни, променливи ѕвезди. Силната директна врска меѓу променливоста на луминозноста на цефеидите и периодот на пулсирање[1][2] , на цефеидите им го обезбедува статусот како важни индикатори за одредување на галктички и екстрагалактички физички растојанија. [3][4][5][6] Променливите цефеиди се поделени на неколку поткласи кои имаат значително различни маси, години и истории на еволуции: Класични Цефеиди, Тип II Цефеиди, Неправилни Цефеиди, и Џуџиња Цефеиди. Неуспехот да се разликуваат овие различни поткласи од почетокот до средината на 20 век резултираа со значителни проблеми кај астрономските скали за одредување растојанија. Терминот цефеид потекнува од Делта Цефеи во соѕвездието Цефеус, првата идентификувана ѕвезда од тој вид, од страна на Џон Гудрик во 1784 година.


Класи[уреди]

Класични цефеиди[уреди]

Класичните цефеиди (исто така познати како Популација I цефеиди, Тип I цефеиди, или Променливи Делта Цефеид) подлежат на пулсации со многу симетрични периоди во денови и месеци. Класичните цефеиди се променливи ѕвезди со 4-20 пати поголема Сончева маса,[7] и се дури 100 000 пати полимунозни од Сонцето.[8] Цефеидите се жолти суперџинови од спектралната класа F6 – K2, чиј радиус се менува за милиони километри за еден пулсирачки круг.[9][10]


Класичните цефеиди се користат за одредување на растојанија во рамките на Месната група и подалеку, и се средства со кои Хабловата константа може да се утврди.[3][4][6][11][12] Класичните цефеиди се користат за да станат појасни многу карактеристики на нашата галаксија, како висината на Сонцето над галактичката рамнина и Галактичката локална спирална структура.[5]

Тип II Цефеиди[уреди]

Типот II Цефеиди (исто така наречени Популација II Цефеиди) се дел од популацијата II променливи ѕвезди кои пулсираат со период типично помеѓу 1 и 50 дена.[13][14] Овие Цефеиди се особено сиромашни со метал, стари (~10 билиони години), имаат мала маса (~половина од масата на Сонцето). Поделени се на неколку подгрупи во зависност колку трае нивниот период. Ѕвездите со период од 1 и 4 дена се дел од подкласата „BL Her“, 10-20 дена припаѓаат на подкласата „W Virginis“, и ѕвездите со периоди поголеми од 20 дена се дел од „RV Tauri“ подкласата.[13][14] Типот II Цефеиди се користат за утврдување на растојанието до Галактичкиот центар, глобуларните јата, и галаксиите.[5][15][16][17][18][19][20]


Историја[уреди]

На 10 септември, 1784 година Едвард Пигот ја забележал променливоста на Ета Орел, првиот познат претставник од класата на Класични Цефеиди. Меѓутоа, ѕвездата според која класичните цефеиди го добиле името е Делта Цефеи, чија променливост е откриена од страна на Џон Гудрик неколку месеци подоцна.

Врската помеѓу периодот и луминозноста за класичните цефеиди беше откриена во 1908 година од страна на Хенриета Сван Ливит при истрага на илјадници променливи ѕвезди во Магелановите Облаци.[21] Таа го објавила нејзиниот труд во 1912[22] со повеќе докази.

Во 1915 Харло Шаплеј ги употребил цефеидите за да постави првични ограничувања во однос на големината и обликот на Млечниот Пат, и местото на нашето Сонце во него.

Во 1924 Едвин Хабл ја установил оддалеченоста до класичните цефеиди во галаксијата Андромеда, и покажал дека променливите не се дел од Млечниот Пат. Тоа било повод за дебатата “Island Universe” на која требало да се заклучи дали Млечниот Пат и Универзумот се синоними, или Млечниот Пат е само една галаксија во синџир од галаксии кои го сочинуваат Универзумот.[23]

Во 1929 Хабл и Милтон Л. Хумасон го формулирале она што денес е познато како Хаблов закон преку комбинирање на оддалеченоста на цефеидите од одредени галаксии со Весто Слиферовите мерки на брзина со која тие галаксии се оддалечуваат од нас. Тие откриле дека Универзумот се шири.

Во 40тите години од 20тиот век, Валтер Баде препознал дека цефеидите всушност се делат на барем две посебни популации (Класични Цефеиди и Тип II Цефеиди). Класичните цефеиди се помлади и со поголема маса популација I ѕвезди, кадешто Тип II Цефеидите се постари, побледи популација II ѕвезди.[13] Класичните цефеиди и Тип II Цефеидите имаат различни период – луминозност врски. Луминозноста на Тип II цефеидите е, во просек, помала од класичните цефеиди за околу 1.5 магнитуди ( но посветли од RR Lyrae ѕвездите). Првичните истражувања за оддалеченоста на цефеидите биле искомплицирани со ненамерно мешање на Класичните Цефеиди со Тип II Цефеидите..[24] Валтер Бадеовото значајно откритие довело до четирикратно зголемување на растојанието до М31, и на екстраглактичката скала за растојанија. RR Lyeae ѕвездите биле препознавани прилично порано (од 1930тите) бидејќи се различна класа од променливите, поради нивниот краток период.


Несигурност во определените растојанија на Цефеидите[уреди]

Главни причини за несигурностите врзани за скалите на растојание кај Класичните и Типот II Цефеиди се: природата на врската период-луминозност во различни низи на фреквенции кои поминуваат низ филтер без да претрпат ослабување; влијанието на Популацијата I на двете - нулта точката и врската на тие релации; и влијанијата на фотометричната контаминација и променливиот (често непознат) закон за екстинција на растојанијата меѓу Цефеидите. Сите овие теми се активно дебатирани во литературата.[4][8][11][18][25][26][27][28][29][30][31] Овие нерешени прашања резултирале во добиените вредности на Хабловата константа[3][4][6][11][12] (отврдена од класичните Цефеиди) кои се движат помеѓу вредностите 60 km/s/Mpc и 80 km/s/Mpc. Решавањето на ова несовпаѓање е едно од основните проблеми во астрономијата откако космолошката константа на универзумот може да се определи со додавање на прецизни вредности на Хабловата константа.[6][12]


Динамичност на пулсациите[уреди]

Прифатеното објаснување за пулсирањето на Цефеидите е наречено к-механизам,[32] каде што грчката буква к (капа) ја означува непроѕирноста на гас. Хелиумот е гас кој се смета дека е најактивен во текот на процесот. Двојно јонизираниот хелиум (хелиум кој има атоми без 2 електрони) е понепроѕирен од единечниот јонизиран хелиум. Колку повеќе хелиумот е загреан, толку повеќе се јонизира. На најтемниот дел од циклусот на Цефеидот, јонизираниот гас во надврешните слоеви на ѕвездата е непроѕирен, и така е загреан од зрачењето на ѕвездата, а поради зголемената температура, почнува да се шири. Како што се проширува, се лади, и така станува помалку јонизиран и подвижен, дозволувајќи му на зрачењето да избега. Потоа ширењето престанува, волуменот се намалува поради ѕвезденото гравитационо влијание. Потоа процесот се повторува.

Механизмот на пулсациите како „машина за загревање“ бил предложен во 1912 год. од Артур Стенли Едингтон[33] (кој го создал во целост врз основа на динамичноста на цефеидите), но не бил прифатен сѐ до 1953 год. кога С. А. Жевакин го идентификувал хелиумот[34] како можен вентил за машината

Извори[уреди]

  1. Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. (1999). „The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud“. „Acta Astronomica“ 49: 223. Bibcode1999AcA....49..223U. 
  2. Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; и др. (2008). „The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud“. „Acta Astronomica“ 58: 163. Bibcode2008AcA....58..163S. 
  3. 3,0 3,1 3,2 Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Jr., Robert C.; и др. (2001). „Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant“. „The Astrophysical Journal“ 553: 47–72. doi:10.1086/320638. Bibcode2001ApJ...553...47F. 
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 Tammann, G. A.; Sandage, A.; Reindl, B. (2008). „The expansion field: the value of H 0“. „The Astronomy and Astrophysics Review“ 15 (4): 289–331. doi:10.1007/s00159-008-0012-y. Bibcode2008A&ARv..15..289T. 
  5. 5,0 5,1 5,2 Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J. (2009). „Characteristics of the Galaxy according to Cepheids“. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society“ 398: 263–270. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x. Bibcode2009MNRAS.398..263M. 
  6. 6,0 6,1 6,2 6,3 Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). „The Hubble Constant“. „Annual Review of Astronomy and Astrophysics“ 48: 673. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101829. Bibcode2010ARA%26A..48..673F. 
  7. Turner, David G. (1996). „The Progenitors of Classical Cepheid Variables“. „Journal of the Royal Astronomical Society of Canada“ 90: 82. Bibcode1996JRASC..90...82T. 
  8. 8,0 8,1 Turner, David G. (2010). „The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale“. „Astrophysics and Space Science“ 326 (2): 219–231. doi:10.1007/s10509-009-0258-5. Bibcode2010Ap&SS.326..219T. 
  9. Rodgers, A. W. (1957). „Radius variation and population type of cepheid variables“. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society“ 117: 85. Bibcode1957MNRAS.117...85R. 
  10. W. Strohmeier, Variable Stars, Pergamon (1972)Шаблон:Page needed
  11. 11,0 11,1 11,2 Ngeow, C.; Kanbur, S. M. (2006). „The Hubble Constant from Type Ia Supernovae Calibrated with the Linear and Nonlinear Cepheid Period-Luminosity Relations“. „The Astrophysical Journal“ 642: L29–L32. doi:10.1086/504478. Bibcode2006ApJ...642L..29N. 
  12. 12,0 12,1 12,2 Macri, Lucas M.; Riess, Adam G.; Guzik, Joyce Ann; Bradley, Paul A. (2009). „The SH0ES Project: Observations of Cepheids in NGC 4258 and Type Ia SN Hosts“. „AIP Conference Proceedings“. ст. 23–25. doi:10.1063/1.3246452. Bibcode2009AIPC.1170...23M. 
  13. 13,0 13,1 13,2 Wallerstein, George (2002). „The Cepheids of Population II and Related Stars“. „Publications of the Astronomical Society of the Pacific“ 114 (797): 689–699. doi:10.1086/341698. Bibcode2002PASP..114..689W. 
  14. 14,0 14,1 Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; и др. (2008). „The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II.Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud“. „Acta Astronomica“ 58: 293. Bibcode2008AcA....58..293S. 
  15. Kubiak, M.; Udalski, A. (2003). „The Optical Gravitational Lensing Experiment. Population II Cepheids in the Galactic Bulge“. „Acta Astronomica“ 53: 117. Bibcode2003AcA....53..117K. 
  16. Matsunaga, Noriyuki; Fukushi, Hinako; Nakada, Yoshikazu; Tanabé, Toshihiko; Feast, Michael W.; Menzies, John W.; Ita, Yoshifusa; Nishiyama, Shogo; и др. (2006). „The period-luminosity relation for type II Cepheids in globular clusters“. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society“ 370 (4): 1979–1990. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10620.x. Bibcode2006MNRAS.370.1979M. 
  17. Feast, Michael W.; Laney, Clifton D.; Kinman, Thomas D.; Van Leeuwen, Floor; Whitelock, Patricia A. (2008). „The luminosities and distance scales of type II Cepheid and RR Lyrae variables“. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society“ 386 (4): 2115–2134. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x. Bibcode2008MNRAS.386.2115F. 
  18. 18,0 18,1 Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D. (2009). „Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles“. „Acta Astronomica“ 59: 403. Bibcode2009AcA....59..403M. 
  19. Majaess, D. J. (2010). „RR Lyrae and Type II Cepheid Variables Adhere to a Common Distance Relation“. „The Journal of the American Association of Variable Star Observers“ 38: 100. Bibcode2010JAVSO..38..100M. 
  20. Matsunaga, Noriyuki; Feast, Michael W.; Menzies, John W. (2009). „Period-luminosity relations for type II Cepheids and their application“. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society“ 397 (2): 933–942. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14992.x. Bibcode2009MNRAS.397..933M. 
  21. Leavitt, Henrietta S. (1908). „1777 variables in the Magellanic Clouds“. „Annals of Harvard College Observatory“ 60: 87. Bibcode1908AnHar..60...87L. 
  22. Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (1912). „Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud“. „Harvard College Observatory Circular“ 173: 1. Bibcode1912HarCi.173....1L. 
  23. Hubble, E. P. (1925). „Cepheids in spiral nebulae“. „The Observatory“ 48: 139. Bibcode1925Obs....48..139H. 
  24. Allen, Nick. „The Cepheid Distance Scale: A History“. http://www.institute-of-brilliant-failures.com. Шаблон:Self-published inline
  25. Stanek, K. Z.; Udalski, A. (1999). „The Optical Gravitational Lensing Experiment. Investigating the Influence of Blending on the Cepheid Distance Scale with Cepheids in the Large Magellanic Cloud“. ст. 9346. Bibcode1999astro.ph..9346S. 
  26. Udalski, A.; Wyrzykowski, L.; Pietrzynski, G.; Szewczyk, O.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Soszynski, I.; Zebrun, K. (2001). „The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Galaxy IC1613: No Dependence of the Period-Luminosity Relation on Metallicity“. „Acta Astronomica“ 51: 221. Bibcode2001AcA....51..221U. 
  27. Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. (2006). „A New Cepheid Distance to the Maser‐Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant“. „The Astrophysical Journal“ 652 (2): 1133–1149. doi:10.1086/508530. Bibcode2006ApJ...652.1133M. 
  28. Bono, G.; Caputo, F.; Fiorentino, G.; Marconi, M.; Musella, I. (2008). „Cepheids in External Galaxies. I. The Maser‐Host Galaxy NGC 4258 and the Metallicity Dependence of Period‐Luminosity and Period‐Wesenheit Relations“. „The Astrophysical Journal“ 684: 102–117. doi:10.1086/589965. Bibcode2008ApJ...684..102B. 
  29. Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. (2009). „Concerning the Slope of the Cepheid Period-Luminosity Relation“. „The Astrophysical Journal“ 696 (2): 1498–1501. doi:10.1088/0004-637X/696/2/1498. Bibcode2009ApJ...696.1498M. 
  30. Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mould, J. R.; Wood, P. R. (2009). „The effect of metallicity on Cepheid magnitudes and the distance to M33“. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society“ 396 (3): 1287–1296. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x. Bibcode2009MNRAS.396.1287S. 
  31. Majaess, D. (2010). „The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0“. „Acta Astronomica“ 60: 121. Bibcode2010AcA....60..121M. 
  32. Webb, Stephen, Measuring the Universe: The Cosmological Distance Ladder, Springer, (1999)Шаблон:Page needed
  33. Eddington, A. S. (1917). „The pulsation theory of Cepheid variables“. „The Observatory“ 40: 290. Bibcode1917Obs....40..290E. 
  34. Zhevakin, S. A., "К Теории Цефеид. I", Астрономический журнал, 30 161–179 (1953)