Цефеида: Разлика между версии
Изтрито е съдържание Добавено е съдържание
м без интервал; козметични промени |
Редакция без резюме |
||
Ред 1:
[[Файл:Heic1323a -1243686232.jpg|мини|[[RS Puppis]] е една от най-ярките известни цефеиди в [[Млечния път]]
[[Файл:Cepheid Pulsations.svg|мини|300п|Етапите на пулсация на цефеида
'''Цефеидата''' е [[променлива звезда]], [[Гигант (звезда)|гигант]] или [[жълт свръхгигант]], чиято маса е между 4 и 15 слънчеви маси, а [[светимост]]та и между 100 и 30 000 слънчеви светимости. При цефеидите се наблюдава строга зависимост между яркостта на звездата и периода на изменение на блясъка ѝ, което
▲'''Цефеидата''' е [[променлива звезда]], [[Гигант (звезда)|гигант]] или [[жълт свръхгигант]], чиято маса е между 4 и 15 слънчеви маси, а [[светимост]]та и между 100 и 30 000 слънчеви светимости. При цефеидите се наблюдава строга зависимост между яркостта на звездата и периода на изменение на блясъка ѝ, което ни позволява да измерим директно разстоянията до тях.<ref>{{cite journal |arxiv=1004.1856 |bibcode=2010ARA&A..48..673F |title=The Hubble Constant |author1=Freedman, Wendy L. |author2=Madore, Barry F. |volume=48 |date=2010 |pages=673 |journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |doi=10.1146/annurev-astro-082708-101829}}</ref> Прототип на тези звезди е звездата δ [[Цефей (съзвездие)|Цефей]]. Друга известна цефеида е [[Полярна звезда (Малка мечка)|Полярната звезда]].
== История ==
За пръв път, [[Хенриета Ливит]] (която тогава работела в [[Харвард]]ския университет) забелязала изключителната важност на цефеидите за определяне на разстоянията до [[галактика|галактиките]]. Тя забелязала, че периодът на изменение на блясъка на една цефеида е право пропорционален на блясъка на звездата. Понеже тази зависимост е изключително строга, стига да се измери разстоянието до някоя цефеида (или до няколко, за по-голяма точност), и може да се определи отношението на периода и към нейния абсолютен блясък. След като това отношение стане известно,
== Метод на цефеидите ==
Връзката между периода на изменение на блясъка на една цефеида и нейната [[светимост]] е толкова строга,<ref>{{cite journal |arxiv=astro-ph/9908317 |bibcode=1999AcA....49..223U |title=The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud |author1=Udalski, A. |author2=Soszynski, I. |author3=Szymanski, M. |author4=Kubiak, M. |author5=Pietrzynski, G. |author6=Wozniak, P. |author7=Zebrun, K. |volume=49 |date=1999 |pages=223 |journal=Acta Astronomica}}</ref> че вече повече от век се използва от [[астрономи]]те като един от основните методи за определяне на разстоянията във [[Вселена]]та. Зависимостта е наистина много строга: светимостта на цефеида с период от 3 дни е 800 пъти по-голяма от слънчевата; цефеида с период от 30 дни има светимост от 10 000 слънчеви светимости. След като зависимостта период-светимост е била калибрирана по най-близките цефеиди, до които разстоянието е било измерено с други средства, вече е станало възможно да се прилага тази зависимост за други [[звезда|звезди]] и така да се определя разстоянието до тях. Ако те се намират в други [[галактика|галактики]], то могат да се измерват директно разстоянията до тези галактики.
За да
[[Абсолютна величина|Абсолютната звездна величина]] на цефеидата се получава по формулата:
Line 18 ⟶ 17:
където <math>M_v</math> е [[Абсолютна величина|Абсолютната звездна величина]] на звездата, а P е периодът ѝ.
Знаейки [[Абсолютна величина|Абсолютната звездна величина]], и след като
<math>M_v=m+5 \lg \frac{d}{d_0}</math>
Line 26 ⟶ 25:
<math>d=d_0 10^{\frac{M-m}{5}}</math>
(където <math>M_v</math> е абсолютната звездна величина, m е видимата, d е разстоянието до звездата, а <math>d_0</math> е стандартното разстояние, за което
== Източници ==
| |||