|
'''Цефеидата''' е [[променлива звезда]], [[Гигант (звезда)|гигант]] или [[жълт свръхгигант]], чиято маса е между 4 и 15 слънчеви маси, а светимостта[[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. Прототип на тези звезди е звездата δ [[Цефей (съзвездие)|Цефей]]. Друга известна цефеида е [[Полярна звезда|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 блякъкблясък. След като това отношение стане известно, можем да определим разстоянието до всяка една друга такава [[звезда]].
== Метод на цефеидите ==
Връзката между периода на изменение на блясъка на една цефеида и нейната [[светимост]] е толкова строга, 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-голялаголяма от слънчевата; цефеида с период от 30 дни има светимост от 10 000 слънчеви светимости. След като зависимостта период-сетимостсветимост 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 директодиректно разстоянията до тези галактики.
За да определим разстоянието до една цефеида, то се оказва необходимо да оценим нейната [[видима величина]], както и нейния период на измемениеизменение на блясъка.
[[Абсолютна величина|Абсолютната звездна величина]] на цефеидата се получава по формулата:
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 сме определили с наблюдения нейната [[видима величина]], можем да намерим растояниеторазстоянието от определението за [[абсолютна величина]]:
<math>M_v=m+5 \lg \frac{d}{d_0}</math>
| 