Отваря главното меню

Цефеидата е променлива звезда, гигант или жълт свръхгигант, чиято маса е между 4 и 15 слънчеви маси, а светимостта 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. Друга известна цефеида е Полярната звезда.

ИсторияРедактиране

За пръв път, Хенриета Ливит (която тогава работела в Харвардския университет) забелязала изключителната важност на цефеидите за определяне на разстоянията до 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, можем да определим разстоянието до всяка една друга такава звезда.

Метод на цефеидитеРедактиране

Връзката между периода на изменение на блясъка на една цефеида и нейната светимост е толкова строга, че вече повече от век се използва от астрономите като един от основните методи за определяне на разстоянията във Вселената. 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 звезди и така да се определя разстоянието до тях. Ако те се намират в други 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.

Абсолютната звездна величина на цефеидата се получава по формулата:

 ,

където   е Абсолютната звездна величина на звездата, а P е периодът ѝ.

Знаейки Абсолютната звездна величина, и след като сме определили с наблюдения нейната видима величина, можем да намерим разстоянието от определението за абсолютна величина:

 

или същата формула, преобразувана за разстоянието:

 

(където   е абсолютната звездна величина, m е видимата, d е разстоянието до звездата, а   е стандартното разстояние, за което определяме абсолютна звездна величина (10 парсека))