Прејди на содржината

Кефеида

Од Википедија — слободната енциклопедија

Кефеида — член на класата на многу сјајни променливи ѕвезди. Силната директна врска меѓу променливоста на сјајноста на кефеидите и периодот на пулсирање[1][2] , на кефеидите им го обезбедува статусот како важни индикатори за одредување на галктички и вонгалактички физички растојанија.[3][4][5][6] Променливите кефеиди се поделени на неколку поткласи кои имаат значително различни маси, години и истории на еволуции: класични кефеиди, кефеиди од типот II, неправилни кефеиди, и џуџести кефеиди. 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 Кефеид потекнува од Делта Кефеј во соѕвездието Кефеус, првата идентификувана ѕвезда од тој вид, од страна на Џон Гудрик во 1784 година.

Класи

[уреди | уреди извор]

Класични кефеиди

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Класична кефеида

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

Класичните Кефеиди 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 кефеиди се користат за да станат појасни многу одлики на нашата галаксија, како висината на Сонцето над галактичката рамнина и Галактичката локална спирална структура.[5]

Кефеиди од типот II

[уреди | уреди извор]

Кефеиди од типот II (исто така наречени кефеиди од II население) се дел променливите ѕвезди од II население кои пулсираат со период типично помеѓу 1 и 50 дена.[13][14] Овие кефеиди 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] Кефеидите од типот II се користат за утврдување на растојанието до Галактичкото Средиште, збиените јата, и галаксиите.[5][15][16][17][18][19][20]

Историја

[уреди | уреди извор]

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

Врската помеѓу периодот и сјајноста за класичните кефеиди 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 кефеидите 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 кефеиди 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 Кефеидите од одредени галаксии со Весто Слајферовите мерки на брзина со која тие галаксии се оддалечуваат од нас. Тие откриле дека Универзумот се шири.

Во 40-тите години од 20 век, Валтер Баде препознал дека кефеидите всушност се делат на барем две посебни популации (класични кефеиди и кефеиди од типот II). Класичните кефеиди се помлади и со поголема маса популација I ѕвезди, каде што кефеидите од типот II се постари, побледи популација II ѕвезди.[13] Класичните кефеиди и кефеидите кефеидите од типот II имаат различни период – сјајност врски. Сјајноста на кефеидите од типот II е, во просек, помала од класичните кефеиди за околу 1.5 магнитуди ( но посветли од RR Лира ѕвездите). Првичните истражувања за оддалеченоста на кефеидите биле искомплицирани со ненамерно мешање на класичните кефеиди од типот II.[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 1930-тите) бидејќи се различна класа од променливите, поради нивниот краток период.

Несигурност во определените растојанија на кефеидите

[уреди | уреди извор]

Главни причини за несигурностите врзани за скалите на растојание кај класичните и оние од типот II се: природата на врската период-сјајност во различни низи на честоти 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 кефеидите. 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 кефеиди) 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 | уреди извор]

Прифатеното објаснување за пулсирањето на кефеидите 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 Кефеидот, 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 гравитациско влијание. Потоа процесот се повторува.

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

RS Puppis, една од најсветлите познати променливи ѕвезди на Кефеидите во Млечниот Пат галаксија Вселенски телескоп „Хабл“

Извори

[уреди | уреди извор]
  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. arXiv:astro-ph/9908317. Bibcode:1999AcA....49..223U.
  2. ↑ Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (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. arXiv:0808.2210. Bibcode:2008AcA....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.; Ford, Holland C. (2001). „Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant“. The Astrophysical Journal. 553: 47–72. arXiv:astro-ph/0012376. Bibcode:2001ApJ...553...47F. doi:10.1086/320638.
  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. arXiv:0806.3018. Bibcode:2008A&ARv..15..289T. doi:10.1007/s00159-008-0012-y.
  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. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009MNRAS.398..263M. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x.
  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. arXiv:1004.1856. Bibcode:2010ARA%26A..48..673F Проверете го |bibcode= length (help). doi:10.1146/annurev-astro-082708-цеф101829.
  7. ↑ Turner, David G. (1996). „The Progenitors of Classical Cepheid Variables“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 90: 82. Bibcode:1996JRASC..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. arXiv:0912.4864. Bibcode:2010Ap&SS.326..219T. doi:10.1007/s10509-009-0258-5.
  9. ↑ Rodgers, A. W. (1957). „Radius variation and population type of cepheid variables“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 117: 85. Bibcode:1957MNRAS.117...85R.
  10. ↑ W. Strohmeier, Variable Stars, Pergamon (1972)
  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. arXiv:astro-ph/0603643. Bibcode:2006ApJ...642L..29N. doi:10.1086/504478.
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 Macri, Lucas M.; Riess, Adam G.; Guzik, Joyce Ann; Bradley, Paul A. (2009). „AIP Conference Proceedings“. The SH0ES Project: Observations of Cepheids in NGC 4258 and Type Ia SN Hosts: 23–25. Bibcode:2009AIPC.1170...23M. doi:10.1063/1.3246452. Наводот journal бара |journal= (help)
  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. Bibcode:2002PASP..114..689W. doi:10.1086/341698.
  14. ↑ 14,0 14,1 Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. (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. arXiv:0811.3636. Bibcode:2008AcA....58..293S.
  15. ↑ Kubiak, M.; Udalski, A. (2003). „The Optical Gravitational Lensing Experiment. Population II Cepheids in the Galactic Bulge“. Acta Astronomica. 53: 117. arXiv:astro-ph/0306567. Bibcode:2003AcA....53..117K.
  16. ↑ Matsunaga, Noriyuki; Fukushi, Hinako; Nakada, Yoshikazu; Tanabé, Toshihiko; Feast, Michael W.; Menzies, John W.; Ita, Yoshifusa; Nishiyama, Shogo; Baba, Daisuke (2006). „The period-luminosity relation for type II Cepheids in globular clusters“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 370 (4): 1979–1990. arXiv:astro-ph/0606609. Bibcode:2006MNRAS.370.1979M. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10620.x.
  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. arXiv:0803.0466. Bibcode:2008MNRAS.386.2115F. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x.
  18. ↑ 18,0 18,1 Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D. (2009). „Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles“. Acta Astronomica. 59: 403. arXiv:0909.0181. Bibcode:2009AcA....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. arXiv:0912.2928. Bibcode:2010JAVSO..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. arXiv:0904.4701. Bibcode:2009MNRAS.397..933M. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14992.x.
  21. ↑ Leavitt, Henrietta S. (1908). „1777 variables in the Magellanic Clouds“. Annals of Harvard College Observatory. 60: 87. Bibcode:1908AnHar..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. Bibcode:1912HarCi.173....1L.
  23. ↑ Hubble, E. P. (1925). „Cepheids in spiral nebulae“. The Observatory. 48: 139. Bibcode:1925Obs....48..139H.
  24. ↑ Allen, Nick. „The Cepheid Distance Scale: A History“. Архивирано од изворникот на 2010-10-09. Посетено на 2011-08-30.
  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“: 9346. arXiv:astro-ph/9909346. Bibcode:1999astro.ph..9346S. Наводот journal бара |journal= (help)
  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. arXiv:astro-ph/0109446. Bibcode:2001AcA....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. arXiv:astro-ph/0608211. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. doi:10.1086/508530.
  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. arXiv:0805.1592. Bibcode:2008ApJ...684..102B. doi:10.1086/589965.
  29. ↑ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. (2009). „Concerning the Slope of the Cepheid Period-Luminosity Relation“. The Astrophysical Journal. 696 (2): 1498–1501. arXiv:0902.3747. Bibcode:2009ApJ...696.1498M. doi:10.1088/0004-637X/696/2/1498.
  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. Bibcode:2009MNRAS.396.1287S. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x.
  31. ↑ Majaess, D. (2010). „The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0“. Acta Astronomica. 60: 121. arXiv:1006.2458. Bibcode:2010AcA....60..121M.
  32. ↑ Webb, Stephen, Measuring the Universe: The Cosmological Distance Ladder, Springer, (1999)
  33. ↑ Eddington, A. S. (1917). „The pulsation theory of Cepheid variables“. The Observatory. 40: 290. Bibcode:1917Obs....40..290E.
  34. ↑ Zhevakin, S. A., "К Теории Кефеид. I", Астрономический журнал, 30 161–179 (1953)
Нормативна контрола
Пулсирачки
Кефеиди и
кефеидни
Синобели со
зачеточен спектар
Долгопериодични
Други
Избувни
Протоѕвезда и ПГН
Џинови и
суперџинови
Избувна двојна ѕвезда
Други
Катаклизмични
Вртечки
Несферни
Ѕвездени дамки
Магнетни полиња
Еклиптички
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Кефеида&oldid=5272458“