Что такое звёзды — цефеиды и почему они маяки вселенной

Цефеиды

Вселенная – невероятно огромное место. Если быть точнее, то это 46 миллиардов световых лет в любую сторону от нас! Но главный момент в том, что это лишь наблюдаемая часть, поэтому ученые полагают, что она намного больше.

Чтобы в этом разобраться, необходимо уметь измерять такие дистанции. Астрономия не стоит на месте и постоянно ищет новые методы работы. Кроме замеров красного смещения и исследования света, ученые также пользуются классом звездных небесных тел, который называют переменные цефеиды.

Полярная звезда наш верный ориентир

Суть этих процессов сводится к тому, что в верхних слоях звезд нарушены процессы газового давления и тяготения, из-за чего радиус звезды периодически сжимается, что наблюдателем воспринимается не иначе, как пульсация.

Сжатие радиуса звезды прямым образом влияет на температуру ее поверхности. Так, уменьшение радиуса цефеиды на 15% способно вызвать увеличение температуры звезды более чем на 1000 градусов по Кельвину.

Вместе с изменением длины радиуса звезды, изменяется и ее звездная величина – блеск. При минимальном радиусе звезда излучает максимальное количество света, а с увеличением радиуса количество излучаемого света становится меньше.

Классификационные особенности

Многие цефеиды могут быть отнесены к одной из двух категорий. Это классические элементы, относящиеся к плоской галактической подсистеме, а также субъекты второго типа, имеющие отношение к сферической группе. Такая градация появилась в 1952 году, внедрил её Вальтер Бааде. Ему удалось обнаружить тот факт, что группы не функционируют по зависимости, а также выяснить, что некоторые расстояние, которые были определены к тому времени, являются ошибочными.

Читать еще:  Космические лучи

Классические элементы

Цефеиды классической группы представлены молодыми светилами, сконцентрированными в плоской галактической подсистеме. Их можно встретить в рамках скоплений рассеянного типа. Значения масс составляют 3-18 M⊙, а что касается абсолютных звёздных величин, они колеблются в диапазоне от -0,5 до -6 минут. Периоды, в свою очередь, зачастую находятся в интервале от 5 до 10 суток. Возраст равен 50-300 млн лет.

На самых ранних этапах своей эволюции цефеиды пребывали на главной последовательности и относились к спектральному классу B. Учёные провели над ним множество исследований, в ходе которой между уровнем периода и светимости была выяснена зависимость. Если первая отметка равна 6-20 суток, в кривых блеска не составит труда обнаружить незначительный скачок в процессе падения яркости. Связан этот феномен, в первую очередь, с наличием пульсации в двух периодах.

Элементы второго типа

Они включают старые светила, которые, как уже отмечалось, имеют прямое и непосредственное отношение к сферической подсистеме. Встретить их можно преимущественно в шаровых скоплениях. Зависимость такого плана является единой в отличие от классических групп. Дело в том, что при одинаковых первых значениях они в 4 раза тусклее классических групп.

Что касается абсолютных звёздных величин, которые имеют цефеиды, они пребывают в диапазоне от 0 до -3 m, периоды при этом равняются 12-28 суток. Измерение масс осуществлялось исключительно косвенно, на базе пульсаций. Есть предположение, что они равны 0,5-0,8 M⊙. Возрастные характеристики превышают 10 миллиардов лет.

Цефеиды такого плана имеют деление на три подкласса. Это переменные, относящиеся к типам BL Геркулеса, W Девы и RV Тельца. Последний подкласс имеет своё деление в зависимости от постоянства или переменчивости светимости. В прошлом, когда деление на подклассы отсутствовало, термины «переменные объекты W Девы» и «объекты второго типа» были взаимозаменяемыми. Однако использовать градацию пришлось по той простой причине, что у светил, которые относились к неодинаковым подклассам, были разные стадии эволюции.

Читать еще:  Сколько колец у Юпитера, их состав и особенности

Аномальные элементы

Цефеиды также могут быть аномальными. Их не составит труда обнаружить в сфероидальных галактических группах. Светимости и периоды этих субъектов отличаются от параметров предыдущих групп. В качестве прототипа для формирования этого класса выступает звезда BL Волопаса. Есть версия, что подобные светила имеют массы около 1,5 M⊙.

Бимодальные элементы

Цефеиды могут быть бимодальными и мультимодальными. Это означает, что они пульсируют в двух и даже в более периодах. Если они между собой близки, повышается вероятность возникновения биений. Более 50% таких групп, у которых период составляет 2-4 суток, являются бимодальными.

Типы цефеид

Различают два типа цефеид: классические цефеиды, принадлежащие к молодой плоской составляющей звёздного населения I Галактики и цефеиды типа W Девы, относящиеся к старой сферической составляющей населения II. Классические цефеиды встречаются, как правило, в рассеянных звёздных скоплениях, а цефеиды типа W Девы — в шаровых скоплениях, их светимость примерно в 4 раза (на 1,5 m ) ниже, чем у классических цефеид.

Классические цефеиды являются проэволюционировавшими звёздами главной последовательности спектрального класса B с массами 3—12 солнечных. Периоды классических цефеид зависят не только от их масс, но и от возраста — по мере эволюции цефеиды её период уменьшается: для возраста

10 7 лет период составляет около 50 суток, а для возраста

10 8 лет — порядка суток.

Благодаря зависимости период—светимость, цефеиды используются как эталоны светимости при определении расстояний. Эдвин Хаббл обнаружил несколько цефеид в галактике Андромеды и вычислил расстояние до них, тем самым впервые доказав существование объектов вне нашей Галактики Млечный Путь.

Другой подобный тип пульсирующих переменных — переменные типа RR Лиры.

Ссылка на основную публикацию
Статьи на тему:

Adblock
detector