Класична кефеида

Класичните кефеиди — тип на променлива ѕвезда на Кефеидите. Тие се млади ѕвезди со променлива население I, кои покажуваат редовни радијални пулсирања со периоди од неколку дена до неколку недели и визуелни амплитуди кои се движат од неколку десетини од светлинската величина до околу 2 величини. Класичните кефеиди се познати и како кефеиди од население I, кефеиди од типот I и променливи делта кефеиди.

Херцшпрунг-Раселов дијаграм што ја прикажува локацијата на неколку типови променливи ѕвезди надредени на приказ на различни класи на сјајност .

Постои добро дефинирана врска помеѓу сјајноста и периодот на пулсирање на класичната кефеидна променлива,^[1][2] обезбедувајќи ги Кефеидите како остварливи стандардни свеќи за утврдување на галактичките и вонгалактичките скали на растојание.^[3][4][5][6] Набљудувањата на вселенскиот телескоп „Хабл“ (ВТХ) на класичните кефеидни променливи овозможиле поцврсти ограничувања на Хабловиот закон, кој ја опишува стапката на проширување на набљудуваниот Универзум.^[7] Класичните кефеиди исто така биле користени за да се разјаснат многу карактеристики на нашата галаксија, како што се локалната структура на спиралниот крак и оддалеченоста на Сонцето од галактичката рамнина.

Околу 800 класични кефеиди се познати во галаксијата Млечен Пат, од вкупно очекуваните над 6.000. Уште неколку илјади се познати во Магелановите Облаци, со повеќе откриени во други галаксии;^[8] Вселенскиот телескоп „Хабл“ идентификувал некои во NGC 4603, која е оддалечена 100 милиони светлосни години.^[9]

Својства

Развојна патека на 5 M_☉Ѕвездата го преминува појасот на нестабилност за време на сина јамка што гори хелиум

Променливите на класичните кефеиди се 4-20 пати помасивни од Сонцето,^[10] и околу 1.000 до 50.000 (над 200.000 за необичниот V810 Кентаур) пати посјајни.^[11] Спектроскопски тие се светли џинови или суперџинови со ниска сјајност од спектрална класа F6 – K2. Температурата и спектралниот тип се разликуваат додека пулсираат. Нивните полупречници се неколку десетици до неколку стотини пати поголеми од оние на сонцето. Поголемиот број на сјајни кефеиди се поладни и поголеми и имаат подолги периоди. Заедно со температурните промени, нивните полупречници исто така се менуваат за време на секое пулсирање (на пр. за ~25% за подолг период l Кобилица), што резултира со варијации на осветленоста до две величини. Промените на осветленоста се поизразени при пократки бранови должини.^[12]

Кефеидните променливи може да пулсираат во нормален режим, првиот призвук или ретко во мешан режим. Пулсирањата со призвук повисок од првиот се ретки. Се смета дека поголемиот дел од класичните кефеиди се фундаментални пулсатори, иако не е лесно да се разликува режимот од обликот на кривата на светлината. Ѕвездите кои пулсираат во призвук се посјајни и поголеми од пулсатор на нормален режим со истиот период.^[13]

Кога ѕвездата со средна маса (ЅСМ) за прв пат се развива далеку од главната низа, таа многу бргу го поминува појасот на нестабилност додека водородната обвивка сè уште гори. Кога јадрото на хелиумот се пали во ЅСМ, може да изврши сина јамка и повторно да го премине појасот на нестабилност, еднаш додека се развива до високи температури и повторно еволуира назад кон асимптотичната џиновска гранка. Ѕвезда помасивна од околу 8–12 M_☉ започнува да го гори своети јадрото на хелиумот пред да пристигне до гранката на црвенн џин и да стане црвен суперџин, но сепак може да изврши сина јамка низ појасот за нестабилност. Времетраењето, па дури и постоењето на сините јамки е многу чувствително на масата, металичноста и изобилството на хелиум на ѕвездата. Во некои случаи, ѕвездите може да го преминат појасот за нестабилност по четврти и петти пат кога ќе започне согорувањето на хелиумската школка. Брзината на промена на периодот на променливата на кефеидите, заедно со хемиските изобилства што може да се детектираат во спектарот, може да се користи за да се заклучи кое вкрстување прави одредена ѕвезда.^[14]

Класичните променливи на кефеидите биле ѕвезди од главната низа од типот В порано од околу В7, веројатно доцни ѕвезди од типот O, пред да снема водород во нивните јадра. Помасивните и пожешките ѕвезди се развиваат во посјајни кефеиди со подолги периоди, иако се очекува дека младите ѕвезди во нашата сопствена галаксија, со блиска сончева металичност, генерално ќе изгубат доволна маса до моментот кога првпат ќе стигнат до појасот на нестабилност дека ќе имаат периоди од 50 дена или помалку. Над одредена маса, 20–50 M_☉ во зависност од металничноста, црвените суперџинови ќе се развијат назад во сини суперџинови наместо да извршат сина јамка, но тие ќе го прават тоа како нестабилни жолти хиперџинови наместо редовно пулсирачки променливи на кефеидите. Многу масивните ѕвезди никогаш не се ладат доволно за да стигнат до појасот на нестабилност и никогаш не стануваат кефеиди. При ниска металичност, на пример во Магелановите Облаци, ѕвездите можат да задржат поголема маса и да станат посјајни кефеиди со подолги периоди.

Светлосни кривини

Светлосна крива Делта Кефеј

Фазно преклопени UBVRI светлосни криви на Делта Кефеј, прототип на класичните кефеиди, што покажува големина наспроти фазата на пулсирање ^[15]

Светлосната крива на кефеидите е типично асиметрична со брз пораст до максимална светлина проследен со побавно паѓање на минимум (на пр. Делта Кефеј). Ова се должи на фазната разлика помеѓу полупречникот и температурните варијации и се смета за карактеристика на нормалниот режим, најчестиот тип на кефеиди од типот I. Во некои случаи, мазната псевдо-синусоидна светлосна крива покажува „судар“, кратко забавување на опаѓањето или дури и мало зголемување на осветленоста, што се смета дека се должи на резонанца помеѓу основниот и вториот призвук. Испакнатината најчесто се гледа на опаѓачката гранка за ѕвезди со периоди околу 6 дена (на пр. Ета Орел). Како што се зголемува периодот, местото на испакнатината се приближува до максимумот и може да предизвика двоен максимум или да не се разликува од примарниот максимум, за ѕвездите со периоди од околу 10 дена (на пр.Зета Близнаци). На подолги периоди испакнатината може да се види на растечката гранка на светлосната крива (на пр. X Лебед),^[16] но за период подолг од 20 денови резонанцијата исчезнува.

Малцинство од класичните кефеиди покажуваат речиси симетрични синусоидни светлосни криви. Овие се нарекуваат с-кефеиди, обично имаат помали амплитуди и најчесто имаат кратки периоди. Се смета дека повеќето од нив се првиот призвук (на пр. X Стрелец), или повисоки, пулсатори, иако некои необични ѕвезди кои очигледно пулсираат во нормален режим, исто така, го покажуваат овој облик на светлосна крива (на пр. S Лисица). Ѕвездите кои пулсираат во првиот призвук се очекува да се појават единствено со кратки периоди во нашата галаксија, иако тие може да имаат нешто подолги периоди при помала металичност, на пример во Магелановите Облаци. Пулсаторите со повисок призвук и кефеидите кои пулсираат во два призвуци истовремено се исто така почести кај Магелановите Облаци, и тие обично имаат ниска амплитуда и донекаде неправилни кривини на светлина.^[17]

Откритие

Историски светлосни криви на W Стрелец и Ета Орел

На 10 септември 1784 година, Едвард Пигот ја открил варијабилноста на Ета Орел, првиот познат претставник на класата класични кефеидни променливи ѕвезди. Сепак, истоименикот за класичните кефеиди е ѕвездата Делта Кефеј, која Џон Гудрике ја открил дека е променлива еден месец подоцна.^[18] Делта Кефеј е исто така од особена важност како калибратор за односот период-светлина бидејќи нејзиното растојание е меѓу најпрецизно утврдените за кефеидите, делумно благодарение на нејзиното членство во ѕвездено јато ^[19][20] и достапноста на прецизниот вселенскиот телескоп „Хабл“ и паралаксите Хипаркос.^[21]

Релација период-сјајност

Двете карактеристики на период-сјајност на класичните и тип II кефеиди

Сјајноста на класичниот кефеид е директно поврзана со нејзиниот период на варијација. Колку е подолг периодот на пулсирање, толку е посветла ѕвездата. Релацијата период-сјајност за класичните кефеиди била откриена во 1908 година од Хенриета Свон Левит во истражување на илјадници променливи ѕвезди во Магелановите Облаци.^[22] Таа го објавила во 1912 година ^[23] со дополнителни докази. Откако ќе се калибрира односот период-сјајност, може да се утврди сјајноста на даден кефеид чиј период е познат. Нивното растојание потоа се наоѓа од нивната привидна осветленост. Односот период-сјајност била калибрирана од многу астрономи во текот на дваесеттиот век, почнувајќи од Херцшпрунг.^[24] Калибрирањето на односот период-сјајност било проблематично; сепак, цврста галактичка калибрација била воспоставена од Бенедикт и сор. во 2007 година користејќи прецизни HST паралакси за 10 блиски класични кефеиди.^[25] Исто така, во 2008 година, астрономите на ЕЈО го процениле со прецизност од 1% растојанието до кефеидот RS Крма, користејќи светлосно ехо од маглината во која е вградена.^[26] Сепак, за ова последно откритие активно се дебатира во литературата.^[27]

Следниве експериментални корелации помеѓу периодот P на кефеидите од I население и неговата средна апсолутна величина M_v биле воспоставени од тригонометриските паралакси на вселенскиот телескоп „Хабл„ за 10 блиски кефеиди:

${\displaystyle M_{\mathrm {v} }=(-2.43\pm 0.12)\left(\log _{10}P-1\right)-(4.05\pm 0.02)\,}$

со P измерено во денови.

Следниве односи може да се користат и за пресметување на растојанието d до класичните кефеиди:

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.34\log _{10}{P}-2.45(V-I)+10.52\,}$

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.37\log _{10}{P}-2.55(V-I)+10.48\,}$ ^[28]

I и V претставуваат блиска инфрацрвена и визуелна привидна средна величина, соодветно. Растојанието d е во парсеци.

Кефеиди со мал замав

Класичните кефеидни променливи со визуелни замави под 0,5 величини, речиси симетрични синусоидни светлосни криви и кратки периоди, се дефинирани како посебна група наречена кефеиди со мала амплитуда или мал замав. Тие го добиваат акронимот DCEPS во Општиот каталог на променливи ѕвезди. Периодите обично се помалку од 7 денови, иако сè уште се дебатира за точниот прекин.^[29] Терминот s-кефеид се користи за кратки кефеиди со мала амплитуда со синусоидни светлосни криви кои се сметаат за први пулсатори на призвук. Тие се наоѓаат во близина на црвениот раб на појасот на нестабилност. Некои автори го користат s-кефеид како синоним за ѕвездите со мала амплитуда DECPS, додека други претпочитаат да го ограничат единствено на ѕвездите со првиот призвук.^[30][31]

Кефеидите со мала амплитуда (DCEPS) ги вклучуваат Северница и FF Орел, иако и двете може да пулсираат во основниот режим. Потврдените први пулсатори за призвук вклучуваат BG Јужен Крст и BP Шестар.^[32][33]

Несигурност при одредување на растојание

Главните меѓу несигурностите поврзани со скалата на растојанието на кефеидите се: природата на односот период-сјајност во различни проодни појаси, влијанието на металичноста и на нултата точка и на наклонот на тие односи, како и ефектите на фотометриската контаминација (мешање) и променлив (типично непознат) закон за изумирање на класичните кефеидни растојанија. За сите овие теми активно се дебатира во литературата.^{[34][35][36][37][38][39][40][41][42]}

Овие нерешени прашања резултирале со наведени вредности за Хабловата константа кои се движат помеѓу 60 km/s/mpc и 80 km/s/mpc. Решавањето на ова несовпаѓање е еден од најважните проблеми во астрономијата бидејќи космолошките параметри на Универзумот може да бидат ограничени со давање прецизна вредност на Хабловата константа.^[6]

Примери

Неколку класични кефеиди имаат варијации кои можат да се снимаат со обучено набљудување со голо око од ноќ до ноќ, вклучувајќи го прототипот Делта Кефеј на далечниот север, Зета Близнаци и Ета Орел идеални за набљудување околу тропските предели (во близина на еклиптиката, а со тоа и зодијакот) а на крајниот југ Бета Златна Рипка. Најблискиот член на класата е Ѕвездата Северна (Поларна Ѕвезда) чие растојание се дебатира и чија денешна варијабилност е приближно 0,05 со светлинска величина.

Ознака (име)	Соѕвездие	Откривање	Максимум привидна величина (mV)[43]	Минимум привидна величина (mV)[43]	Период (денови)[43]	Спектрална класа	Забелешка
η Орел	Орел	Едвард Пигот, 1784	3m.48	4m.39	07.17664	F6 Ibv
FF Орел	Орел	Чарлс Хуфер, 1927	5m.18	5m.68	04.47	F5Ia-F8Ia
TT Орел	Орел		6m.46	7m.7	13.7546	F6-G5
U Орел	Орел		6m.08	6m.86	07.02393	F5I-II-G1
T Пумпа	Пумпа		5m.00	5m.82	05.898	G5	можеби има невиден придружник. Претходно се сметало дека е кефеид од типот II [44]
RT Кочијаш	Кочијаш		5m.00	5m.82	03.73	F8Ibv
l Кобилица	Кобилица		3m.28	4m.18	35.53584	G5 Iab/Ib
δ Кефеј	Кефеј	Џон Гудрик, 1784	3m.48	4m.37	05.36634	F5Ib-G2Ib	двојна ѕвезда, видлива со двоглед
AX Шестар	Шестар		5m.65	6m.09	05.273268	F2-G2II	спектроскопски двојна со Сончева маса 5 и B6 придружник
BP Шестар	Шестар		7m.31	7m.71	02.39810	F2/3II-F6	спектроскопски двојна со Сончева маса 4,7 и B6 придружник
BG Јужен Крст	Јужен Крст		5m.34	5m.58	03.3428	F5Ib-G0p
R Јужен Крст	Јужен Крст		6m.40	7m.23	05.82575	F7Ib/II
S Јужен Крст	Јужен Крст		6m.22	6m.92	04.68997	F6-G1Ib-II
T Јужен Крст	Јужен Крст		6m.32	6m.83	06.73331	F6-G2Ib
X Лебед	Лебед		5m.85	6m.91	16.38633	G8Ib[45]
SU Лебед	Лебед		6m.44	7m.22	03.84555	F2-G0I-II[46]
β Златна Рипка	Златна Рипка		3m.46	4m.08	09.8426	F4-G4Ia-II
ζ Близнаци	Близнаци	Јохан Шмид, 1825	3m.62	4m.18	10.15073	F7Ib to G3Ib
V473 Лира	Близнаци		5m.99	6m.35	01.49078	F6Ib-II
R Мува	Мува		5m.93	6m.73	07.51	F7Ib-G2
S Мува	Мува		5m.89	6m.49	09.66007	F6Ib-G0
S Рамнило	Рамнило		6m.12	6m.77	09.75411	F8-G0Ib	најсветлиот член на отворениот кластер NGC 6087
QZ Рамнило	Рамнило		8m.71	9m.03	03.786008	F6I	член на отворен кластер NGC 6067
V340 Рамнило	Рамнило		8m.26	8m.60	11.2888	G0Ib	член на отворен кластер NGC 6067
V378 Рамнило	Рамнило		6m.21	6m.23	03.5850	G8Ib
BF Змијоносец	Змијоносец		6m.93	7m.71	04.06775	F8-K2[47]
RS Крма	Крма		6m.52	7m.67	41.3876	F8Iab
S Стрелец	Стрелец	Џон Елард Гор, 1885	5m.24	6m.04	08.382086[48]	F6Ib-G5Ib
U Стрелец	Стрелец		6m.28	7m.15	06.74523	G1Ib[49]
W Стрелец	Стрелец		4m.29	5m.14	07.59503	F4-G2Ib	Оптички двојник со γ2 Sgr
X Стрелец	Стрелец		4m.20	4m.90	07.01283	F5-G2II
V636 Скорпија	Скорпија		6m.40	6m.92	06.79671	F7/8Ib/II-G5
R Јужен Триаголник	Јужен Триаголник		6m.4	6m.9	03.389	F7Ib/II[49]
S Јужен Триаголник	Јужен Триаголник		6m.1	6m.8	06.323	F6II-G2
α UMi (Северница)	Мала Мечка	Ејнар Херцшпрунг, 1911	1m.86	2m.13	03.9696	F8Ib or F8II
AH Едро	Едро		5m.5	5m.89	04.227171	F7Ib-II
S Лисица	Лисица		8m.69	9m.42	68.464	G0-K2(M1)
T Лисица	Лисица		5m.41	6m.09	04.435462	F5Ib-G0Ib
U Лисица	Лисица		6m.73	7m.54	07.990676	F6Iab-G2
SV Лисица	Лисица		6m.72	7m.79	44.993	F7Iab-K0Iab
SU Касиопеја	Касиопеја		5m.88	6m.30	01.9	F5II

Поврзано

• RR Lyrae променлива
• Ѕвездена пулсација
• Тип II Цефеид