Цефеида переменная - Cepheid variable

RS Корма , один из самых ярких известных переменных звезд цефеид в Млечном Пути галактиках
( Hubble Space Telescope )

Цефеиды ( / с ɛ е я ɪ д , с я е я ɪ д / ) представляет собой тип звезды , который пульсирует в радиальном направлении , как в том или ином диаметре и температуре и производить изменения яркости с хорошо определенным стабильным периодом и амплитуда.

Сильная прямая связь между светимостью цефеид и периодом пульсации сделала цефеиды важными индикаторами космических ориентиров для масштабирования галактических и внегалактических расстояний . Эта надежная характеристика классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Свон Ливитт после изучения тысяч переменных звезд в Магеллановых облаках . Это открытие позволяет узнать истинную светимость цефеиды, просто наблюдая за периодом ее пульсации. Это, в свою очередь, позволяет определить расстояние до звезды, сравнивая ее известную светимость с наблюдаемой яркостью.

Термин Цефеида происходит от Дельты Цефеи в созвездии Цефея , идентифицированного Джоном Гудрике в 1784 году, первого представителя этого типа, идентифицированного таким образом.

Механика пульсации как теплового двигателя была предложена в 1917 году Артуром Стэнли Эддингтоном (который подробно писал о динамике цефеид), но только в 1953 году С.А. Жевакин определил ионизированный гелий как вероятный клапан для двигателя.

История

Кривые периодической светимости классических цефеид и цефеид II типа

10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт обнаружил изменчивость Eta Aquilae , первого известного представителя класса классических переменных цефеид. Одноименная звезда классических цефеид, Дельта Цефеи , была обнаружена Джоном Гудриком как переменная несколько месяцев спустя. К концу XIX века количество подобных переменных выросло до нескольких десятков, и они были отнесены к классу цефеидов. Большинство цефеид были известны по характерным формам кривых блеска с быстрым увеличением яркости и горбом, но некоторые из них с более симметричными кривыми блеска были известны как Геминиды после прототипа ζ Geminorum .

Связь между периодом и светимостью классических цефеид была обнаружена в 1908 году Генриеттой Свон Ливитт при исследовании тысяч переменных звезд в Магеллановых облаках . Она опубликовала его в 1912 году с дополнительными доказательствами.

В 1913 году Эйнар Герцшпрунг попытался определить расстояния до 13 цефеид, используя их движение по небу. (Его результаты позже потребуют пересмотра.) В 1918 году Харлоу Шепли использовал цефеиды, чтобы наложить начальные ограничения на размер и форму Млечного Пути и на положение нашего Солнца в нем. В 1924 году Эдвин Хаббл установил расстояние до классических переменных цефеид в Галактике Андромеды , до того известной как « Туманность Андромеды », и показал, что эти переменные не являются членами Млечного Пути. Открытие Хаббла разрешило вопрос, поднятый в « Великой дискуссии » о том, представляет ли Млечный Путь всю Вселенную или является лишь одной из многих галактик во Вселенной.

В 1929 году Хаббл и Милтон Л. Хьюмасон сформулировали то, что сейчас известно как закон Хаббла, объединив расстояния от цефеид до нескольких галактик с измерениями скорости, с которой эти галактики удаляются от нас Весто Слайфер . Они обнаружили, что Вселенная расширяется , что подтвердило теории Жоржа Лемэтра .

Иллюстрация переменных цефеид (красные точки) в центре Млечного Пути

В середине 20-го века значительные проблемы с астрономической шкалой расстояний были решены путем разделения цефеид на разные классы с очень разными свойствами. В 1940-х годах Вальтер Бааде выделил две отдельные популяции цефеид (классическую и тип II). Классические цефеиды - более молодые и более массивные звезды популяции I, тогда как цефеиды типа II - более старые и слабые звезды популяции II. Классические цефеиды и цефеиды типа II следуют разным отношениям период-светимость. Светимость цефеид типа II в среднем меньше, чем у классических цефеид, примерно на 1,5 звездной величины (но все же ярче, чем звезды типа RR Лиры). Основополагающее открытие Бааде привело к двукратному увеличению расстояния до M31 и внегалактической шкалы расстояний. Звезды типа RR Лиры, известные тогда как переменные скопления, довольно рано были признаны отдельным классом переменных, отчасти из-за их коротких периодов.

Механика пульсации как теплового двигателя была предложена в 1917 году Артуром Стэнли Эддингтоном (который подробно писал о динамике цефеид), но только в 1953 году С.А. Жевакин определил ионизированный гелий как вероятный клапан для двигателя.

Классы

Переменные цефеид делятся на два подкласса, которые демонстрируют заметно разные массы, возраст и эволюционную историю: классические цефеиды и цефеиды типа II . Переменные Delta Scuti - это звезды A-типа на главной последовательности или рядом с ней в нижнем конце полосы нестабильности и первоначально назывались карликовыми цефеидами. Переменные RR Лиры имеют короткие периоды и лежат на полосе нестабильности, где она пересекает горизонтальную ветвь . Переменные Delta Scuti и переменные RR Lyrae обычно не обрабатываются переменными цефеид, хотя их пульсации происходят с одним и тем же каппа-механизмом ионизации гелия .

Классические цефеиды

Кривая блеска от Delta Cephei , прототипом классических цефеид, показывающий регулярные вариации производства собственных звездных пульсаций

Классические цефеиды (также известные как цефеиды популяции I, цефеиды типа I или переменные дельта-цефеиды) испытывают пульсации с очень регулярными периодами, от нескольких дней до месяцев. Классические цефеиды - это переменные звезды населения I, которые в 4–20 раз массивнее Солнца и до 100 000 раз ярче. Эти цефеиды - яркие желтые гиганты и сверхгиганты спектрального класса F6 - K2, и их радиусы изменяются на (~ 25% для более длиннопериодных I-килей ) миллионы километров за цикл пульсации.

Классические цефеиды используются для определения расстояний до галактик внутри Местной группы и за ее пределами и являются средством определения постоянной Хаббла . Классические цефеиды также использовались, чтобы прояснить многие характеристики нашей галактики, такие как высота Солнца над галактической плоскостью и местная спиральная структура Галактики.

Группа классических цефеид с малыми амплитудами и синусоидальными кривыми блеска часто выделяется как цефеиды с малой амплитудой или s-цефеиды, многие из которых пульсируют в первом обертоне.

Цефеиды II типа

Кривая блеска κ Pavonis , цефеиды типа II, записанная спутником НАСА для исследования транзитных экзопланет (TESS)

Цефеиды типа II (также называемые цефеидами популяции II ) - это переменные звезды популяции II, пульсирующие с периодами обычно от 1 до 50 дней. Тип II Цефеида , как правило , металл Бедные, старый (\ 10 Гира), низкие массовые объекты (\ половины массы Солнца). Цефеиды II типа по периоду делятся на несколько подгрупп. Звезды с периодами от 1 до 4 дней относятся к подклассу BL Her , 10–20 дней относятся к подклассу W Virginis , а звезды с периодами более 20 дней относятся к подклассу RV Tauri .

Цефеиды типа II используются для определения расстояния до центра Галактики , шаровых скоплений и галактик .

Аномальные цефеиды

Группа пульсирующих звезд на полосе нестабильности имеет периоды менее 2 суток, аналогичные переменным RR Лиры, но с более высокой светимостью. Аномальные переменные цефеид имеют массу выше, чем цефеиды типа II, переменные RR Лиры и наше Солнце. Неясно, являются ли они молодыми звездами на "повернутой назад" горизонтальной ветви, голубыми отставшими звездами, образовавшимися в результате массопереноса в двойных системах, или смесью того и другого.

Двухрежимные цефеиды

Небольшая часть переменных цефеид пульсирует одновременно в двух режимах, обычно это основной и первый обертон, а иногда и второй обертон. Очень маленькое число пульсирует в трех режимах или необычная комбинация режимов, включая более высокие обертоны.

Неопределенности в расстояниях, определенных цефеидами

Основными из неопределенностей, связанных с классической шкалой расстояний до цефеид типа II, являются: характер отношения период-светимость в различных полосах пропускания , влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих отношений, а также эффекты фотометрического загрязнения. (смешение) и изменяющийся (обычно неизвестный) закон вымирания на расстояниях до цефеид. Все эти темы активно обсуждаются в литературе.

Эти нерешенные вопросы привели к приведенным значениям постоянной Хаббла (полученным из классических цефеид) в диапазоне от 60 км / с / Мпк до 80 км / с / Мпк. Устранение этого несоответствия - одна из важнейших проблем астрономии, поскольку космологические параметры Вселенной могут быть ограничены путем предоставления точного значения постоянной Хаббла. Неопределенности с годами уменьшились, отчасти из-за таких открытий, как RS Puppis .

Дельта Цефеи также имеет особое значение как калибратор зависимости периода цефеид от светимости, поскольку ее расстояние является одним из наиболее точно установленных для цефеид, отчасти потому, что она является членом звездного скопления и наличия точного космического телескопа Хаббла / Hipparcos параллаксы. Точность измерений расстояний до переменных цефеид и других тел в пределах 7 500 световых лет значительно улучшена за счет объединения изображений Хаббла, сделанных с разницей в шесть месяцев, когда Земля и Хаббл находятся на противоположных сторонах Солнца.

Модель пульсации

Принятое объяснение пульсации цефеид называется клапаном Эддингтона или « κ-механизмом », где греческая буква κ (каппа) является обычным символом непрозрачности газа.

Гелий - это газ, который считается наиболее активным в этом процессе. Дважды ионизированный гелий (гелий, в атомах которого отсутствуют оба электрона) более непрозрачен, чем однократно ионизированный гелий. Чем больше нагревается гелий, тем больше он ионизируется. В самой тусклой части цикла цефеид ионизированный газ во внешних слоях звезды непрозрачен, поэтому нагревается излучением звезды и из-за повышения температуры начинает расширяться. По мере расширения он охлаждается и, таким образом, становится менее ионизированным и, следовательно, более прозрачным, позволяя выходить излучению. Затем расширение останавливается и обращается вспять из-за гравитационного притяжения звезды. Затем процесс повторяется.

В 1879 году Август Риттер (1826–1908) продемонстрировал, что период адиабатических радиальных пульсаций однородной сферы связан с ее силой тяжести на поверхности и радиусом через соотношение:

${\ Displaystyle Т = к \, {\ sqrt {\ frac {R} {g}}}}$

где k - постоянная пропорциональности. Теперь, поскольку поверхностная гравитация связана с массой и радиусом сферы через соотношение:

${\ displaystyle g = k '{\ frac {M} {R ^ {2}}} = k' {\ frac {RM} {R ^ {3}}} = k'R \ rho}$

в итоге получается:

${\ Displaystyle Т {\ sqrt {\ rho}} = Q}$

где Q - постоянная, называемая постоянной пульсации.

Примеры

• К классическим цефеидам относятся: Eta Aquilae , Zeta Geminorum , Beta Doradus , RT Aurigae , Polaris , а также Delta Cephei .
• Цефеиды типа II включают: W Virginis и BL Herculis .
• К аномальным цефеидам относятся: XZ Ceti (режим обертонной пульсации) и BL Boötis .

Посмотреть список

• Список звезд в Puppis

использованная литература

внешние ссылки

• Архив данных по фотометрии цефеид и радиальной скорости McMaster
• Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами
• Теория звездных пульсаций - регулярная и нерегулярная изменчивость
• Обзор Варшавского университета в обсерватории Лас Кампанас : сайт каталога переменных звезд OGLE-III ( эксперимент с оптическим гравитационным линзированием )
• Обсерватория Дэвида Данлэпа Университета Торонто : база данных галактических классических цефеид