Cefeida

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania

Cefeidy (zwane też gwiazdami typu δ Cephei lub cefeidami klasycznymi od nazwy gwiazdozbioru Cefeusza) – gwiazdy zmienne pulsujące, nadolbrzymy, których jasność zmienia się z okresem od 1 do 150 dni.

Cefeidy to wyjątkowo jasne, tysiąc lub nawet dziesięć tysięcy razy jaśniejsze od Słońca gwiazdy regularnie zmieniające swą jasność. Każda cefeida pulsuje - okresowo zmienia swoje rozmiary i temperaturę powierzchni. Okres takich zmian wynosi od kilku dni do kilku miesięcy.

Amplitudy zmian blasku wynoszą od 0,1 do 2 wielkości gwiazdowych. Jasności absolutne (MV) cefeid wynoszą od -2 do -6 wielkości gwiazdowych. Podczas pulsacji zmienia się również ich promień oraz typ widmowy od A lub F w maksimum blasku do G lub K w minimum.

Pulsacja jest spowodowana zmianami absorpcji, a wskutek tego objętości podfotosferycznej warstwy składającej się głównie z częściowo zjonizowanego helu. Z tego powodu zmienia się temperatura warstwy, więc też jasność i typ widmowy. Wykres zmian jasności od czasu jest podobny do sinusoidy, ale wzrost jasności następuje szybciej niż jej spadek.

Cefeidy spełniają dobrze określone zależności okres pulsacji – jasność absolutna, odkryte przez Henriettę Leavitt w 1912 roku. Własność ta jest powszechnie stosowana do określania odległości do najbliższych galaktyk (cefeidy są świecami standardowymi).

W zależności tej można dopasować dwie różne proste, o nieco innym nachyleniu, odróżniając w ten sposób gwiazdy o dłuższych i krótszych okresach pulsacji – tzw. efekt Parenago.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]