Классические цефеиды

Классические цефеиды (англ. classical Cepheids), цефеиды I типа населения, цефеиды I типа, цефеиды типа Дельты Цефея — тип переменных звёзд (цефеид). Принадлежат первому типу населения галактик, проявляют признаки регулярных радиальных пульсаций с периодами от нескольких дней до нескольких недель при амплитуде блеска от нескольких десятых звёздной величины до 2 звёздных величин.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела, показывающая расположение нескольких типов переменных звёзд в наложении на различные классы светимости.

Выявлена чёткая связь между светимостью классической цефеиды и её периодом пульсации^[1][2], что позволяет использовать цефеиды как стандартные свечи для определения шкалы расстояний в Галактике и за её пределами^[3][4][5][6]. По наблюдениям классических цефеид на телескопе «Хаббл» удалось уточнить постоянную в законе Хаббла^{[3][4][6][7][8]}. Также информация о классических цефеидах применяется для определения характеристик Млечного Пути, таких как спиральная структура или высота Солнца над плоскостью Галактики^[5].

В Млечном Пути известно около 800 цефеид, а ожидаемое полное их количество равно 6000. В Магеллановых Облаках известно ещё несколько тысяч цефеид. Также подобные объекты обнаруживались и в других галактиках;^[9] телескоп Хаббл открыл несколько в галактике NGC 4603, находящейся в 100 млн световых лет от нас^[10].

Свойства

Эволюционный трек звезды с массой 5M_⊙, пересекающий полосу нестабильности в течение гелиевой вспышки

Классические цефеиды в 4—20 раз тяжелее Солнца^[11], и обладают светимостями от 1000 до 50 000 (более 200 000 для V810 Центавра) светимостей Солнца^[12]. Данные звёзды относятся к ярким гигантам или сверхгигантам низкой светимости спектрального класса F6 — K2. Температура и спектральный класс объекта меняются по мере пульсаций. Радиусы в несколько десятков или сотен раз превышают солнечный. Более яркие цефеиды холоднее и крупнее, а также имеют большие периоды пульсаций. В ходе пульсаций меняется не только температура, но и радиус (например на ~25 % для долгопериодической l Car), что приводит к изменению блеска до двух звёздных величин. На коротких длинах волн изменение блеска проявляется сильнее^[13].

Цефеиды могут пульсировать в фундаментальной моде, первом обертоне или в смешанном режиме. Пульсации в обертонах выше первого встречаются редко, но они также представляют интерес^[2]. Большинство классических цефеид считаются пульсирующими в основной моде, хотя тип пульсации сложно определить по форме кривой блеска. Звёзды, пульсирующие в обертоне, более яркие и крупные, чем пульсирующие в фундаментальной моде с тем же периодом^[14].

Когда звезда промежуточной массы уходит с главной последовательности, она пересекает полосу нестабильности очень быстро, при этом в водородном слое происходит горение. Когда начинается горение гелия в ядре, звезда может прочертить голубую петлю и снова пересечь полосу нестабильности, первый раз при движении в сторону больших температур и при возвращении по направлению к асимптотической ветви гигантов. Звёзды с массами порядка и более 8-12M_⊙ начинают процесс горения гелия в ядре до достижения ветви красных гигантов и становятся красными сверхгигантами, но также могут совершить голубую петлю при прохождении полосы нестабильности. Продолжительность и наличие голубых петель в значительной степени зависит от массы, металличности и содержания гелия в звезде. В некоторых случаях звезда может пересечь полосу нестабильности в четвёртый или пятый раз, когда начинается горение гелия в оболочке. Темп изменения периода пульсации цефеиды, а также относительное содержание различных химических соединений (определяемое по спектру) позволяет понять, в какой раз звезда проходит полосу нестабильности^[15].

Классические цефеиды представляют собой звёзды главной последовательности спектрального класса B раньше, чем B7, вероятно поздние звёзды класса O до того, как они истратят водород в своём ядре. Более массивные и горячие звёзды становятся более яркими цефеидами с более длинными периодами, хотя считается, что молодые звёзды внутри галактики, обладающие почти солнечной металличностью, теряют большое количество массы к тому времени, когда они достигнут полосы нестабильности, при этом периоды их пульсаций будут равны 50 дням или менее. При массе выше определённого значения, 20-50 M_⊙ в зависимости от металличности, красные гиганты в ходе эволюции переходят обратно на стадию голубых сверхгигантов, а не проходят через стадию голубой петли, но при этом будут вести себя как неустойчивые жёлтые гипергиганты, а не правильно пульсирующие цефеиды. Очень массивные звёзды не охлаждаются достаточно для того, чтобы достичь полосы нестабильности и не превращаются в цефеиды. При малой металличности, например в Магеллановых Облаках, звёзды могут сохранить больше массы и превратиться в более яркие цефеиды с большими периодами пульсации^[12].

Кривые блеска

Кривая блеска Дельты Цефея

Кривая блеска цефеид обычно асимметрична, обладает быстрым подъёмом до максимального блеска, за которым следует медленное уменьшение блеска до минимума (например, как у Дельты Цефея). Это происходит вследствие разницы в фазе между вариациями радиуса и температуры и считается признаком пульсирующих в основной (фундаментальной) моде объектов, к которым относятся цефеиды I типа. В некоторых случаях гладкая псевдосинусоидальная кривая блеска обладает скачком, краткосрочным замедлением спада блеска или даже увеличением блеска, которое возникает, как считается, из-за резонанса между фундаментальной модой и вторым обертоном. Скачок чаще всего виден на нисходящей части кривой блеска у звёзд с периодом около 6 дней (например, Эта Орла). По мере увеличения периода расположение скачка смещается к максимуму и может привести к возникновению двойного максимума или же к неразличимости с первым максимумом, для звёзд с периодом около 10 дней (например, Дзета Близнецов). При более длинных периодах скачок можно увидеть на восходящей ветви кривой блеска (например, X Лебедя), но для периодов более 20 дней резонанс исчезает.

Меньшее количество классических цефеид обладает почти синусоидальной кривой блеска. Их называют s-цефеидами, обычно они обладают меньшими амплитудами и более короткими периодами. Большинство из них считаются цефеидами первого обертона (например, X Стрельца) или же более высоких обертонов, хотя некоторые необычные звёзды пульсируют, как кажется, в основной моде, но имеют также синусоидальную кривую блеска (например, S Лисички). Звёзды, пульсирующие в первом обертоне, как предполагается, в нашей Галактике обладают короткими периодами, хотя при низких металличностях, как например в Магеллановых Облаках, период может возрастать. Пульсирующие в более высоких обертонах объекты и цефеиды, пульсирующие в двух обертонах сразу, также чаще встречаются в Магеллановых Облаках; они обычно имеют меньшие амплитуды и несколько неправильные кривые блеска^[2][16].

Открытие

Кривые блеска W Стрельца и Эты Орла

10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт открыл переменность у звезды Эта Орла, первого известного представителя типа классических цефеид. Однако назван данный вид переменных звёзд в честь Дельты Цефея, переменность которой обнаружил Джон Гудрайк спустя месяц^[17]. Дельта Цефея также является важным объектом для калибровки зависимости период-светимость, поскольку расстояние до этой звезды является одним из наиболее надёжных среди всех цефеид, поскольку Дельта Цефея принадлежит звёздному скоплению^[18][19], а также для звезды существуют точные параллаксы, измеренные на телескопе Хаббл и Hipparcos^[20].

Зависимость период-светимость

Основная статья: Зависимость период — светимость

Зависимость период—светимость для цефеид

Светимость классических цефеид напрямую связана с их периодом пульсации. Чем больше период, тем большей светимостью обладает звезда. Зависимость период—светимость для классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт в рамках исследования тысяч переменных звёзд в Магеллановых Облаках^[21]. Она опубликовала полученную зависимость в 1912 году^[22]. После калибровки зависимости можно установить светимость произвольной цефеиды, если известен период её пульсации. Тогда по данным о видимом блеске можно определить расстояние до цефеиды. Зависимость светимости от периода пульсации калибровалась многими астрономами на протяжении двадцатого века, начиная с Эйнара Герцшпрунга^[23]. Такая калибровка сопряжена с рядом сложностей. Надёжную калибровку получили Benedict и др. в 2007 году по данным параллаксов, полученных на телескопе Хаббл для 10 ближайших классических цефеид^[24]. В 2008 году астрономы ESO с точностью 1 % определили расстояние до цефеиды RS Кормы, используя данные о световом эхо от туманности, в которую погружена звезда^[25]. Тем не менее, эта оценка оспаривается в ряде источников^[26].

Следующее соотношение для периода пульсации P цефеиды I типа населения и её абсолютной звёздной величины M_v было получено на основе данных о тригонометрических параллаксах, полученных космическим телескопом Хаббл для 10 ближайших к Солнцу классических цефеид:

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

где P измеряется в днях. ^[20][24] Следующее соотношение можно также использовать для оценки расстояния d до классической цефеиды:

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.34\log _{10}{P}-2.45(V-I)+7.52\,,}$^[24]

или

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.37\log _{10}{P}-2.55(V-I)+7.48\,.}$^[27]

I и V являются средними значениями видимой звёздной величины в инфракрасной и видимой частях спектра.

Цефеиды малых амплитуд

Классические цефеиды с амплитудами видимой звёздной величины менее 0,5 звёздной величины, почти симметричными кривыми блеска и малыми периодами пульсации выделяют в отдельную группу, называемую цефеидами малой амплитуды. Для них введена аббревиатура DCEPS in в Общем каталоге переменных звёзд.Обычно периоды таких звёзд не превосходят 7 дней, хотя точная граница до сих пор остаётся под вопросом^[28]. Обозначение s-цефеиды используется для цефеид с коротким периодом пульсации и малой амплитудой блеска при синусоидальной форме кривой блеска. Считается, что такие объекты пульсируют в первом обертоне. Они расположены вблизи красного края полосы нестабильности. Некоторые авторы используют термин s-цефеиды как синоним для звёзд DCEP с малой амплитудой, другие считают, что данное обозначение можно применять только к звёздам, пульсирующим в первом обертоне^[29][30]

Цефеиды с малой амплитудой (DCEPS) включают Полярную звезду и FF Орла, хотя оба объекта могут пульсировать и в фундаментальной моде. Объекты, пульсация которых в первом обертоне надёжно установлена, включают BG Южного Креста и BP Циркуля^[31][32].

Неопределённости оценки расстояния до цефеид

Основными видами неопределённости в оценке расстояния до цефеид являются свойства зависимости светимости от периода в различных полосах спектра, влияние металличности на нуль-пункт и наклон данной зависимости, влияние фотометрического смешивания объектов и меняющегося (обычно по плохо известному закону) поглощения. Все эти виды эффектов широко обсуждаются в литературе^{[4][7][12][33][34][35][36][37][38][39][40][41]}.

Вследствие наличия указанных неопределённостей получаемые по цефеидам значения постоянной Хаббла варьируются от 60 км/с/Мпк до 80 км/с/Мпк^{[3][4][6][7][8]}. Устранение ошибок определения постоянной Хаббла является одной из важнейших задач астрономии, поскольку по точному значению постоянной Хаббла можно установить ряд космологических параметров Вселенной^[6][8].

Примеры

Некоторые классические цефеиды обладают изменениями блеска, которые можно заметить на масштабах нескольких суток при наблюдениях даже невооружённым глазом. К таким объектам относится Дельта Цефея (на северном небе), Дзета Близнецов и Эта Орла (удобно наблюдать в тропиках) и Бета Южной Рыбы (на южном небе).

Обозначение (название)	Созвездие	Открытие	Максимальная видимая звёздная величина (mV)[42]	Минимальная видимая звёздная величина (mV)[42]	Период (сутки)[42]	Спектральный класс	Примечание
η Aql	Орёл	Эдуард Пиготт, 1784	3m.48	4m.39	07.17664	F6 Ibv
FF Aql	Орёл	Чарльз Морс Хаффер, 1927	5m.18	5m.68	04.47	F5Ia-F8Ia
TT Aql	Орёл		6m.46	7m.7	13.7546	F6-G5
U Aql	Орёл		6m.08	6m.86	07.02393	F5I-II-G1
T Ant	Насос		5m.00	5m.82	05.898	G5	Вероятно, обладает ненаблюдаемым компаньоном. Ранее считалось, что объект является цефеидом II типа[43]
RT Aur	Возничий		5m.00	5m.82	03.73	F8Ibv
l Car	Киль		3m.28	4m.18	35.53584	G5 Iab/Ib
δ Cep	Цефей	Джон Гудрайк, 1784	3m.48	4m.37	05.36634	F5Ib-G2Ib	двойная звезда, наблюдается в бинокль
AX Cir	Циркуль		5m.65	6m.09	05.273268	F2-G2II	спектроскопическая двойная, имеет компаньон массой 5 M⊙ спектрального класса B6
BP Cir	Циркуль		7m.31	7m.71	02.39810	F2/3II-F6	спектроскопическая двойная, имеет компаньон массой 4.7 M⊙ спектрального класса B6
BG Cru	Южный Крест		5m.34	5m.58	03.3428	F5Ib-G0p
R Cru	Южный Крест		6m.40	7m.23	05.82575	F7Ib/II
S Cru	Южный Крест		6m.22	6m.92	04.68997	F6-G1Ib-II
T Cru	Южный Крест		6m.32	6m.83	06.73331	F6-G2Ib
X Cyg	Лебедь		5m.85	6m.91	16.38633	G8Ib[44]
SU Cyg	Лебедь		6m.44	7m.22	03.84555	F2-G0I-II[45]
β Dor	Южная Рыба		3m.46	4m.08	09.8426	F4-G4Ia-II
ζ Gem	Близнецы	Иоганн Шмидт, 1825	3m.62	4m.18	10.15073	F7Ib to G3Ib
V473 Lyr	Лира		5m.99	6m.35	01.49078	F6Ib-II
R Mus	Муха		5m.93	6m.73	07.51	F7Ib-G2
S Mus	Муха		5m.89	6m.49	09.66007	F6Ib-G0
S Nor	Наугольник		6m.12	6m.77	09.75411	F8-G0Ib	наиболее яркий представитель скопления NGC 6087
QZ Nor	Наугольник		8m.71	9m.03	03.786008	F6I	компонент рассеянного скопления NGC 6067
V340 Nor	Наугольник		8m.26	8m.60	11.2888	G0Ib	компонент рассеянного скопления NGC 6067
V378 Nor	Наугольник		6m.21	6m.23	03.5850	G8Ib
BF Oph	Змееносец		6m.93	7m.71	04.06775	F8-K2[46]
RS Pup	Корма		6m.52	7m.67	41.3876	F8Iab
S Sge	Стрела	Джон Эллард Гор, 1885	5m.24	6m.04	08.382086[47]	F6Ib-G5Ib
U Sgr	Стрелец (in M25)		6m.28	7m.15	06.74523	G1Ib[48]
W Sgr	Стрелец		4m.29	5m.14	07.59503	F4-G2Ib	Оптическая двойная с γ2 Sgr
X Sgr	Стрелец		4m.20	4m.90	07.01283	F5-G2II
V636 Sco	Скорпион (созвездие)		6m.40	6m.92	06.79671	F7/8Ib/II-G5
R TrA	Южный Треугольник		6m.4	6m.9	03.389	F7Ib/II[48]
S TrA	Южный Треугольник		6m.1	6m.8	06.323	F6II-G2
α UMi (Полярная звезда)	Малая Медведица	Эйнар Герцшпрунг, 1911	1m.86	2m.13	03.9696	F8Ib or F8II
AH Vel	Паруса		5m.5	5m.89	04.227171	F7Ib-II
S Vul	Лисичка		8m.69	9m.42	68.464	G0-K2(M1)
T Vul	Лисичка		5m.41	6m.09	04.435462	F5Ib-G0Ib
U Vul	Лисичка		6m.73	7m.54	07.990676	F6Iab-G2
SV Vul	Лисичка		6m.72	7m.79	44.993	F7Iab-K0Iab