Цефеида: Разлика между версии
Изтрито е съдържание Добавено е съдържание
м Робот Добавяне {{без източници}} |
Редакция без резюме |
||
Ред 1:
[[Файл:Heic1323a -1243686232.jpg|мини|[[RS Puppis]] е една от най-ярките известни цефеиди в [[Млечния път]]. Снимка на телескопа [[Хъбъл (космически телескоп)|Хъбъл]].]]
[[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 ни позволява да измерим директно разстоянията до тях. Прототип на тези звезди е звездата δ [[Цефей (съзвездие)|Цефей]]. Друга известна цефеида е [[Полярна звезда (Малка мечка)|Полярната звезда]].▼
▲'''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
== История ==
Line 6 ⟶ 8:
== 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 определим разстоянието до една цефеида, то се оказва необходимо да оценим нейната [[видима величина]], както и нейния период на изменение на блясъка.
Line 25 ⟶ 27:
(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 определяме абсолютна звездна величина (10 [[парсек]]а))
== Източници ==
<references/>
[[Категория:Звезди]]
| |||