Класичні цефеїди

Діаграма Герцшпрунга—Рассела. Цефеїди — вище центру.

Класичні цефеїди (також відомі як цефеїди 1-го покоління, цефеїди 1-го типу, або змінні типу Дельти Цефея) — тип змінних зір із класу цефеїд. Це зорі першого покоління, що пульсують із періодами від кількох днів до кількох тижнів. Амплітуда змін їх візуального блиску лежить у межах від кількох десятих зоряної величини до 2 величин.

Існує добре визначена залежність між світністю класичних цефеїд і періодом їхніх пульсацій, що робить їх надійними стандартними свічками для визначення галактичних і міжгалактичних відстаней. Спостереження зір цього типу за допомогою телескопа Габбл дозволили уточнити значення сталої Габбла. Також їх використовують для уточнення численних характеристик галактики Чумацький Шлях, такі як, наприклад, висота Сонця над галактичною площиною й місцева спіральна структура Галактики.

У галактиці Чумацький Шлях відомо близько 800 класичних цефеїд, а їх очікувана кількість перевищує Шаблон:S. Також відомо кілька їх тисяч у Магелланових Хмарах та інших галактиках. Телескоп Габбл вирізнив кількадесят класичних цефеїд у галактиці NGC 4603, відстань до якої становить 100 мільйонів світлових років.

Характеристики

Маса класичних цефеїд становить від 4 до 20 мас Сонця, а їх світність — приблизно від 1000 до Шаблон:S сонячних (у незвичайної зорі V810 Центавра — більш ніж Шаблон:S). Вони можуть належати до спектральних класів F6 — K2 і бути яскравими гігантами або тьмяними надгігантами. Їх радіус лежить у межах від декількох десятків до декількох сотень сонячних. Чим більша світність зорі, тим вона більша й холодніша. Під час пульсацій змінюється й температура поверхні цефеїд, і їхній радіус (наприклад, у довгоперіодичної зорі I Кіля — на 25%), що призводить до зміни блиску на величину до 2^m. Змінність помітніша на коротших хвилях.

Цефеїди можуть пульсувати в режимі нормальних коливань, перших обертонів, і рідше — у змішаному режимі. Пульсації на обертонах, вищих за перший, бувають рідко, але становлять значний науковий інтерес. Вважають, що більшість класичних цефеїд пульсують в режимі нормальних коливань, хоча визначити режим за формою кривої блиску нелегко. Зорі, що пульсують на обертонах, мають більший розмір та більшу світність, ніж зорі з таким самим періодом, які пульсують в режимі нормальних коливань.

Зорі, що зараз є класичними цефеїдами, раніше були зорями головної послідовності спектрального класу B (приблизно до B7, можливо, й пізніх підкласів класу O). Масивніші та гарячіші зорі стають яскравішими цефеїдами з довшими періодами. Припускають, що молоді зорі в нашій Галактиці, металічність яких близька до сонячної, до часу досягнення смуги нестабільності втратять так багато речовини, що їх періоди будуть 50 днів або менше. Зорі з нижчою металічністю, наприклад у Магеланових Хмарах, можуть втримати більше речовини й стати яскравішими цефеїдами з довшими періодами. Зорі популяції I із масою понад 20 сонячних, на думку астрономів, ніколи не досягають смуги нестабільності, а отже не стають цефеїдами.

Коли зоря помірної маси вперше залишає головну послідовність, вона перетинає смугу нестабільності дуже стрімко, поки гідрогенова оболонка згоряє. Коли ж у зорі з помірною масою запалюється гелієве ядро, вона описує на діаграмі Герцшпрунга—Рассела «блакитну петлю» й перетинає смугу нестабільності знову, спочатку при переході до вищих температур, а згодом при русі назад, у бік асимптотичного відгалуження гігантів. У деяких випадках зорі можуть перетинати смугу нестабільності вчетверте й уп'яте, коли починає горіти гелієва оболонка. За швидкістю зміни періоду цефеїди, а також за спектральними даними про вміст хімічних елементів, можна визначити вкотре зоря перетинає смугу нестабільності.

Криві блиску

Крива блиску Дельти Цефея

Зазвичай цефеїди мають асиметричні криві блиску зі швидким підняттям до максимуму, після якого йде повільне падіння до мінімуму (наприклад, Дельта Цефея). Це результат розбіжності фаз змін радіусу та температури і ознака того, що зоря пульсує в режимі нормальних коливань — найбільш типовому для цефеїд I типу. В деяких випадках на гладкій кривій блиску з'являється «горбик», де світність повільніше падає або навіть трохи зростає. Вважають, що він виникає через резонанс між нормальними коливаннями й другими обертонами. Найчастіше він буває на ділянці падіння блиску в зір з періодом десь 6 днів (наприклад, Ета Орла). При збільшенні періоду «горбик» переміщується в напрямку максимуму й може спричиняти подвійний максимум або ж зливатися з первинним максимумом у зір з періодом близько 10 днів (наприклад, Мекбуда). У зір з довшими періодами «горбик» може лежати на ділянці підняття блиску (наприклад X Лебедя), але якщо період довший від 20 днів, то резонанс зникає.

Невелика частка класичних цефеїд мають майже симетричні синусоїдальні криві блиску. Їх називають s-цефеїдами. Зазвичай вони мають менші амплітуди й часто короткі періоди. Гадають, що більшість з них пульсує на першому (наприклад, X Стрільця) або вищих обертонах, хоча подібну форму кривої блиску мають і деякі незвичні зорі, що, найімовірніше, пульсують на основному тоні (приміром, S Лисички). Очікують, що в нашій Галактиці пульсатори на перших обертонах мають лише короткі періоди, а в галактиках із меншою металічністю (наприклад, Магеланових Хмарах) можуть мати дещо довші. Також у Магеланових Хмарах частіше трапляються пульсатори на вищих обертонах і цефеїди, що пульсують на двох обертонах одночасно. Вони зазвичай мають дещо неправильні криві блиску з низькими амплітудами.

Відкриття

Історичні криві блиску W Стрільця та Ети Орла

10 вересня 1784 року Едвард Піґотт помітив змінність Ети Орла, першої відомої представниці класичних цефеїд. Однак своєю назвою цей клас зір завдячує Дельті Цефея, змінність якої відкрив Джон Ґудрайк через кілька місяців. Дельта Цефея також є важливим калібратором співвідношення між періодом і світністю, оскільки відстань до неї є однією з найточніше визначених з-поміж інших цефеїд. Точно встановити відстань допомогла її належність до складу зоряного скупчення, а також точні вимірювання її паралакса телескопами Габбл та Гіппаркос.

Залежність між періодом і світністю

Залежність між періодом та світністю для цефеїд

Світність класичних цефеїд тісно пов'язана з їх періодом змінності. Чим довший період пульсацій, тим яскравіша зоря. Залежність між періодом та світністю класичних цефеїд відкрила Генрієтта Свон Лівітт 1908 року, коли досліджувала тисячі зір у Магелланових Хмарах. Вона опублікувала цю роботу 1912 року. Якщо відома залежність світності від періоду, то можна для цефеїди з відомим періодом встановити світність. Потім можна знайти до неї відстань за видимою зоряною величиною. Впродовж ХХ століття відношення між періодом та світністю калібрували багато астрономів, починаючи з Ейнара Герцшпрунга. Однак калібрування було досить складним завданням. Цю задачу в межах галактики вдалось вирішити 2007 року, використавши точні HST-паралакси для 10 близьких цефеїд. Крім того, 2008 року астрономи Європейської південної обсерваторії обчислили з точністю в межах 1% відстань до цефеїди RS Корми, використовуючи відбиття її світла від туманності, де вона розташована. Але цей результат став предметом жвавих дискусій.

За спостереженнями тригонометричного паралакса 10 близьких цефеїд, зробленими телескопом «Габбл», встановлено таку залежність їх абсолютної величини $M_v$ від періоду:

$M_v=(-2,43\pm 0.12)({\log }_{10}(P)-1)-(4,05\pm 0.02),$

де $P$ — період у добах. Відстань до класичних цефеїд ($d$) можна розрахувати за такими рівняннями:

$5{\log }_{10}d=V+(3,34){\log }_{10}P-(2,45)(V-I)+7.52$

або

$5{\log }_{10}d=V+(3.37){\log }_{10}P-(2.55)(V-I)+7.48,$

де $I$ та $V$ — видимі зоряні величини в ближньому інфрачервоному та видимому діапазоні відповідно.

Похибки визначення відстані за цефеїдами

Головні джерела похибки для відстані, визначеної за цефеїдами, — відмінність залежності світності від періоду у різних фотометричних смугах, вплив металічності на нульову точку та нахил кривої цієї залежності, а також домішки світла від сторонніх джерел та проблематичність визначення величини міжзоряного поглинання світла на таких відстанях. Всі ці проблеми активно досліджуються.

Ця похибка призводить до низької точності визначення сталої Габбла, оцінки якої варіюють від 60 до 80 (км/с)/Мпк. Уточнення її значення — одна з найактуальніших задач астрономії, оскільки від цього залежить точність визначення інших космологічних параметрів Всесвіту.

Приклади

Серед цефеїд є яскраві зорі, змінність яких легко спостерігати неозброєним оком, зокрема, Дельта Цефея, Ета Орла, Дзета Близнят та Бета Золотої Риби. Найближчою класичною цефеїдою є Полярна зоря, хоча точна відстань до неї дискусійна.

Назва	Сузір'я	Відкриття	Максимальна видима величина (mV)	Мінімальна видима величина (mV)	Період (доби)	Спектральний клас	Примітка
η Aql	Орел	Едвард Піґотт, 1784	3m,48	4m,39	07,17664	F6 Ibv
FF Aql	Орел		5m,18	5m,68	04,47	F5Ia—F8Ia
TT Aql	Орел		6m,46	7m,7	13,7546	F6—G5
U Aql	Орел		6m,08	6m,86	07,02393	F5I-II—G1
T Ant	Насос		5m,00	5m,82	05,898	G5	Можливо, має невидиму компоненту. Раніше вважалася цефеїдою II типу.
RT Aur	Візничий		5m,00	5m,82	03,73	F8Ibv
l Car	Кіль		3m,28	4m,18	35,53584	G5 Iab/Ib
δ Cep	Цефей	Джон Ґудрайк, 1784	3m,48	4m,37	05,36634	F5Ib—G2Ib	Подвійна зоря, подвійність якої видно в бінокль.
AX Cir	Циркуль		5m,65	6m,09	05,273268	F2—G2II	Спектрально-подвійна зоря з супутником класу B6 із масою 5 сонячних.
BP Cir	Циркуль		7m,31	7m,71	02,39810	F2/3II—F6	Спектрально-подвійна зоря з супутником класу B6 із масою 4,7 сонячних.
BG Cru	Південний Хрест		5m,34	5m,58	03,3428	F5Ib—G0p
R Cru	Південний Хрест		6m,40	7m,23	05,82575	F7Ib/II
S Cru	Південний Хрест		6m,22	6m,92	04,68997	F6—G1Ib-II
T Cru	Південний Хрест		6m,32	6m,83	06,73331	F6—G2Ib
X Cyg	Лебідь		5m,85	6m,91	16,38633	G8Ib
SU Cyg	Лебідь		6m,44	7m,22	03,84555	F2—G0I-II
β Dor	Золота Риба		3m,46	4m,08	09,8426	F4—G4Ia-II
ζ Gem	Близнята		3m,62	4m,18	10,15073	F7Ib—G3Ib
R Mus	Муха		5m,93	6m,73	07,51	F7Ib—G2
S Mus	Муха		5m,89	6m,49	09,66007	F6Ib—G0
S Nor	Косинець		6m,12	6m,77	09,75411	F8—G0Ib	Найяскравіша зоря розсіяного скупчення NGC 6087
QZ Nor	Косинець		8m,71	9m,03	03,786008	F6I	У розсіяному скупченні NGC 6067
V340 Nor	Косинець		8m,26	8m,60	11,2888	G0Ib	У розсіяному скупченні NGC 6067
V378 Nor	Косинець		6m,21	6m,23	03,5850	G8Ib
BF Oph	Змієносець		6m,93	7m,71	04,06775	F8—K2
RS Pup	Корма		6m,52	7m,67	41,3876	F8Iab
S Sge	Стріла	John Ellard Gore, 1885	5m,24	6m,04	08,382086	F6Ib—G5Ib
U Sgr	Стрілець (у скупченні M25)		6m,28	7m,15	06,74523	G1Ib
W Sgr	Стрілець		4m,29	5m,14	07,59503	F4—G2Ib	Утворює оптично-подвійну з γ Sgr
X Sgr	Стрілець		4m,20	4m,90	07,01283	F5—G2II
V636 Sco	Скорпіон		6m,40	6m,92	06,79671	F7/8Ib/II—G5
R TrA	Південний Трикутник		6m,4	6m,9	03,389	F7Ib/II
S TrA	Південний Трикутник		6m,1	6m,8	06,323	F6II—G2
α UMi (Полярна зоря)	Мала Ведмедиця		1m,86	2m,13	03,9696	F8Ib або F8II
AH Vel	Вітрила		5m,5	5m,89	04,227171	F7Ib-II
T Vul	Лисичка		5m,41	6m,09	04,435462	F5Ib—G0Ib

Див. також

• Змінні типу W Діви
• Змінні типу RR Ліри

Посилання

• The Cepheid Distance Scale: A History, by Nick Allen
• McMaster Cepheid Photometry and Radial Velocity Data Archive Шаблон:Webarchive
• American Association of Variable Star Observers Шаблон:Webarchive
• OGLE Atlas of Variable Star Light Curves — Classical Cepheids Шаблон:Webarchive