Цефеидтер – радиалды пульсациялайтын, жарықтығы өзгеріп тұратын жұлдыздар. Галактикааралық қашықтықтарды өлшеуде маңызды, период-жарықтық қатынасы бар.
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Радиалды пульсация жасайтын өзгермелі жұлдыздың түрі.
Type of variable star that pulsates radially
Цефеидтік өзгермелі ('/s//ɛ//f//i//.//ɪ//d//, /'/s//iː//f//i// /) – радиалды пульсация жасайтын, диаметрі мен температурасы өзгеретін өзгермелі жұлдыздың бір түрі. Ол анықталған тұрақты кезең және амплитудасы бар жарықтығы бойынша өзгереді. Цефеидтер галактикалық және галактикааралық қашықтықтарды өлшеу үшін маңызды ғарыштық өлшем бірліктері болып табылады. Цефеидтік өзгермелінің жарқырауы мен оның пульсация кезеңі арасында тікелей байланыс бар. Классикалық Цефеидтердің осы ерекшелігі 1908 жылы Генриетта Свон Ливитт Магеллан бұлттарындағы мыңдаған өзгермелі жұлдыздарды зерттегеннен кейін анықталды. Бұл жаңалық Цефеидтің нақты жарқырауын оның пульсация кезеңін бақылау арқылы анықтауға мүмкіндік береді. Бұл өз кезегінде, RS Puppis және Polaris сияқты ең жақын Цефеидтерге параллакс қашықтығын тікелей бақылау арқылы калибрленген, белгілі жарқырауы мен байқалатын жарықтығын салыстыру арқылы жұлдызға дейінгі қашықтықты анықтайды. "Цефеид" термині 1784 жылы Джон Гудрик анықтаған Сефеус шоқжұлдызындағы Дельта Сефеиден шыққан. Ол осы типтегі жұлдызды алғаш рет анықтаған.
A Cepheid variable ('/s//ɛ//f//i//.//ɪ//d//, /'/s//iː//f//i// /) is a type of variable star that pulsates radially, varying in both diameter and temperature. It changes in brightness, with a well defined stable period and amplitude. Cepheids are important cosmic benchmarks for scaling galactic and extragalactic distances. A strong direct relationship exists between a Cepheid variable's luminosity and its pulsation period. This characteristic of classical Cepheids was discovered in 1908 by Henrietta Swan Leavitt after studying thousands of variable stars in the Magellanic Clouds. The discovery establishes the true luminosity of a Cepheid by observing its pulsation period. This in turn gives the distance to the star by comparing its known luminosity to its observed brightness, calibrated by directly observing the parallax distance to the closest Cepheids such as RS Puppis and Polaris. The term Cepheid originates from Delta Cephei in the constellation Cepheus, identified by John Goodricke in 1784. It was the first of its type to be identified.
Тарих
10 қыркүйек 1784 жылы Эдвард Пигот Эта Аквиланың өзгеруін анықтады, бұл классикалық Цефеидтер класының бірінші белгілі өкілі. Классикалық Цефеидтердің атаулы жұлдызы, Дельта Цефеи, бірнеше айдан кейін Джон Гудрике тарапынан өзгеретін екені анықталды. 19 ғасырдың соңына қарай осы сияқты айнымалы жұлдыздардың саны ондағанға жетті және олар Цефеидтер деп аталды. Цефеидтердің көпшілігі жарық қисығының ерекше пішіндерімен белгілі болды – жарықтығының жылдам өсуі және дөңгелек бөлігі, бірақ кейбір симметриялырақ жарық қисықтарына ие жұлдыздар прототип ζ Geminorum атымен Geminids деп аталды. Классикалық Цефеидтер үшін период пен жарқырау арасындағы байланыс 1908 жылы Генриетта Свон Ливитт Магеллан Бұлттарындағы мыңдаған айнымалы жұлдыздарды зерттеу барысында табылды. Ол осы мәліметтерді 1912 жылы қосымша дәлелдермен жариялады. Цефеид айнымалылары жарықтылық өзгеруімен бірдей кезеңде радиалды жылдамдық өзгеруін көрсетеді, және бастапқыда бұл жұлдыздар екі жұлдыздан тұратын жүйе екенін көрсетеді деп түсіндірілді. Алайда, 1914 жылы Харлоу Шапли осы идеяны қабылдамау керектігін көрсетті. Екі жылдан кейін Шапли және басқалар Цефеид айнымалыларының цикл ішінде спектрлік типін өзгертетінін анықтады. 1913 жылы Эйнар Герцспрунг 13 Цефеидке дейінгі қашықтықты олардың аспандағы қозғалысын пайдаланып анықтауға тырысты. (Оның нәтижелері кейін түзетуді қажет етті.) 1918 жылы Харлоу Шапли Цефеидтерді пайдаланып, Галактиканың мөлшері мен пішініне, сондай-ақ оның ішіндегі Күннің орналасуына алғашқы шектеулер қойды. 1924 жылы Эдвин Хаббл Андромеда галактикасындағы классикалық Цефеидтерге дейінгі қашықтықты анықтады, ол бұрын "Андромеда тұмандығы" деп белгілі болған және осы айнымалылардың Галактикаға жатпайтынын көрсетті. Хабблдің бұл жаңалығы "Ұлы пікірталас" барысында қойылған сұраққа жауап берді: Галактика бүкіл Әлемді білдіре ме, әлде Әлемдегі көптеген галактикалардың бірі ме? 1929 жылы Хаббл мен Милтон Л. Хумасон бірнеше галактикаларға дейінгі Цефеид қашықтығын Весто Слайфердің осы галактикалардың бізден алыстауының жылдамдығын өлшеулерімен біріктіре отырып, қазіргі кезде Хаббл заңы деп танылатын заңды қалыптастырды. Олар Әлемнің кеңейіп жатқанын анықтады, бұл Жорж Лемайтрдің теориясын растады. 20 ғасырдың ортасында астрономиялық қашықтық шкаласының маңызды мәселелері Цефеидтерді өте ерекше қасиеттері бар әртүрлі сыныптарға бөлу арқылы шешілді. 1940 жылдары Уолтер Бааде Цефеидтердің екі бөлек популяциясын (классикалық және II типті) анықтады. Классикалық Цефеидтер – I популяция жұлдыздарының жас және массивті өкілдері, ал II типті Цефеидтер – II популяция жұлдыздарының ескі және әлсіз өкілдері. RR Lyrae жұлдыздары, бұрын Кластерлік айнымалылар деп белгіленген, олардың қысқа кезеңдеріне байланысты айнымалылардың жеке класы ретінде ерте танылды. Жұлдыздық пульсациялардың механикасы жылу машинасы ретінде 1917 жылы Артур Стэнли Эддингтон тарапынан ұсынылды (ол Цефеидтердің динамикасы туралы кеңінен жазды), бірақ 1953 жылға дейін С. А. Жевакин иондалған гелийдің машина үшін ықтимал клапан болатынын анықтады.
On September 10, 1784, Edward Pigott detected the variability of Eta Aquilae, the first known representative of the class of classical Cepheid variables. The eponymous star for classical Cepheids, Delta Cephei, was discovered to be variable by John Goodricke a few months later. The number of similar variables grew to several dozen by the end of the 19th century, and they were referred to as a class as Cepheids. Most of the Cepheids were known from the distinctive light curve shapes with the rapid increase in brightness and a hump, but some with more symmetrical light curves were known as Geminids after the prototype ζ Geminorum. A relationship between the period and luminosity for classical Cepheids was discovered in 1908 by Henrietta Swan Leavitt in an investigation of thousands of variable stars in the Magellanic Clouds. She published it in 1912 with further evidence. Cepheid variables were found to show radial velocity variation with the same period as the luminosity variation, and initially this was interpreted as evidence that these stars were part of a binary system. However, in 1914, Harlow Shapley demonstrated that this idea should be abandoned. Two years later, Shapley and others had discovered that Cepheid variables changed their spectral types over the course of a cycle. In 1913, Ejnar Hertzsprung attempted to find distances to 13 Cepheids using their motion through the sky. (His results would later require revision.) In 1918, Harlow Shapley used Cepheids to place initial constraints on the size and shape of the Milky Way and of the placement of the Sun within it. In 1924, Edwin Hubble established the distance to classical Cepheid variables in the Andromeda Galaxy, until then known as the "Andromeda Nebula" and showed that those variables were not members of the Milky Way. Hubble's finding settled the question raised in the "Great Debate" of whether the Milky Way represented the entire Universe or was merely one of many galaxies in the Universe. In 1929, Hubble and Milton L. Humason formulated what is now known as Hubble's Law by combining Cepheid distances to several galaxies with Vesto Slipher's measurements of the speed at which those galaxies recede from us. They discovered that the Universe is expanding, confirming the theories of Georges Lemaître. In the mid 20th century, significant problems with the astronomical distance scale were resolved by dividing the Cepheids into different classes with very different properties. In the 1940s, Walter Baade recognized two separate populations of Cepheids (classical and type II). Classical Cepheids are younger and more massive population I stars, whereas type II Cepheids are older, fainter Population II stars. RR Lyrae stars, then known as Cluster Variables, were recognized fairly early as being a separate class of variable, due in part to their short periods. The mechanics of stellar pulsation as a heat engine was proposed in 1917 by Arthur Stanley Eddington (who wrote at length on the dynamics of Cepheids), but it was not until 1953 that S. A. Zhevakin identified ionized helium as a likely valve for the engine.
Сыныптар
Сефеидтік айнымалылар екі субкласқа бөлінеді, олардың массалары, жасы және эволюциялық тарихы айқын түрде ерекшеленеді: классикалық Сефеидтер және II типті Сефеидтер. Delta Scuti айнымалылары – тұрақсыздық жолағының төменгі шегіндегі негізгі тізбекте немесе оған жақын орналасқан А типіндегі жұлдыздар және бастапқыда «кәрізді Сефеидтер» деп аталған. RR Lyrae айнымалыларының кезеңдері қысқа, және олар горизонталь тармақты қиып өтетін тұрақсыздық жолағында орналасқан. Delta Scuti және RR Lyrae айнымалылары, әдетте, Сефеидтік айнымалылармен бірге қарастырылмайды, бірақ олардың пульсациялары бірдей гелий иондану каппа механизмімен туындайды.
Cepheid variables are divided into two subclasses which exhibit markedly different masses, ages, and evolutionary histories: classical Cepheids and type II Cepheids. Delta Scuti variables are A type stars on or near the main sequence at the lower end of the instability strip and were originally referred to as dwarf Cepheids. RR Lyrae variables have short periods and lie on the instability strip where it crosses the horizontal branch. Delta Scuti variables and RR Lyrae variables are not generally treated with Cepheid variables although their pulsations originate with the same helium ionisation kappa mechanism.
Классикалық цефеидтер
Классикалық цефеидтер (сонымен қатар Population I цефеидтері, I типті цефеидтер немесе Дельта Цефеид айнымалылары деп те аталады) күндерден айларға дейінгі өте тұрақты кезеңдермен пульсацияларға ұшырайды. Классикалық цефеидтер – I популяциясының өзгермелі жұлдыздары, олар Күннен 4–20 есе массивті және 100 000 есе жарқырақ. Бұл цефеидтер сары жарық алыптары және F6 – K2 спектральдық класының супергиганттары болып табылады, ал олардың радиусы пульсация циклі кезінде миллиондаған шақырымға (~25% ұзақ мерзімді I Carinae үшін) өзгереді. Классикалық цефеидтер Жергілікті топтағы және одан тыс галактикаларға дейінгі қашықтықты анықтау үшін қолданылады және Хаббл тұрақтысын белгілеуге мүмкіндік береді. Шағын амплитудалы және синусоидты жарық қисықтары бар классикалық цефеидтер тобы көбінесе кіші амплитудалы цефеидтер немесе s цефеидтер ретінде бөлінеді, олардың көпшілігі бірінші овертонмен пульсациялайды.
Classical Cepheids (also known as Population I Cepheids, type I Cepheids, or Delta Cepheid variables) undergo pulsations with very regular periods on the order of days to months. Classical Cepheids are Population I variable stars which are 4–20 times more massive than the Sun, and up to 100,000 times more luminous. These Cepheids are yellow bright giants and supergiants of spectral class F6 – K2 and their radii change by (~25% for the longer period I Carinae) millions of kilometers during a pulsation cycle. Classical Cepheids are used to determine distances to galaxies within the Local Group and beyond, and are a means by which the Hubble constant can be established. A group of classical Cepheids with small amplitudes and sinusoidal light curves are often separated out as Small Amplitude Cepheids or s Cepheids, many of them pulsating in the first overtone.
II типтегі цефеидтер
II типті Цефеидтер (сонымен қатар II популяциясының Цефеидтері деп те аталады) – II популяцияға жататын, әдетте 1 мен 50 күн аралығында пульсациялайтын айнымалы жұлдыздар. II типті Цефеидтер көбінесе металға кедей, ескі (~10 млрд жыл), төмен массалы объектілер (~Күннің массасының жартысы) болып табылады. II типті Цефеидтер пульсация кезеңі бойынша бірнеше кіші топтарға бөлінеді. 1 мен 4 күн аралығындағы кезеңге ие жұлдыздар BL Her субкласына, 10–20 күн аралығындағылар W Virginis субкласына, ал 20 күннен ұзақ кезеңге ие жұлдыздар RV Tauri субкласына жатады.
Type II Cepheids (also termed Population II Cepheids) are population II variable stars which pulsate with periods typically between 1 and 50 days. Type II Cepheids are typically metal poor, old (~10 Gyr), low mass objects (~half the mass of the Sun). Type II Cepheids are divided into several subgroups by period. Stars with periods between 1 and 4 days are of the BL Her subclass, 10–20 days belong to the W Virginis subclass, and stars with periods greater than 20 days belong to the RV Tauri subclass.
Аномальды цефеидтер
Тұрақсыздық жолағындағы пульсациялық жұлдыздар тобының периоды 2 күннен кем, RR Lyrae айнымалы жұлдыздарына ұқсас, бірақ жарықтылығы жоғары. Аномальды Цефеидтердің массасы II типті Цефеидтерден, RR Lyrae айнымалы жұлдыздарынан және Күннен артық. Олар "кері бұрылған" көлденең тармақтағы жас жұлдыздар ма, екілік жүйелерде масса алмасу арқылы пайда болған көк қалдықтар ма, әлде олардың қосындысы ма – әлі белгісіз.
A group of pulsating stars on the instability strip have periods of less than 2 days, similar to RR Lyrae variables but with higher luminosities. Anomalous Cepheid variables have masses higher than type II Cepheids, RR Lyrae variables, and the Sun. It is unclear whether they are young stars on a "turned back" horizontal branch, blue stragglers formed through mass transfer in binary systems, or a mix of both.
Екі реттік цефеидтер
Кефеидтік айнымалылардың шағын бөлігі бір уақытта екі режимде пульсациялайтыны байқалған, әдетте негізгі және бірінші гармоникада, кейде екінші гармоникада. Көп емес саны үш режимде немесе жоғары гармоникаларды қамтитын ерекше режимдер комбинациясында пульсациялайды.
A small proportion of Cepheid variables have been observed to pulsate in two modes at the same time, usually the fundamental and first overtone, occasionally the second overtone. A very small number pulsate in three modes, or an unusual combination of modes including higher overtones.
Белгісіз қашықтықтар
Классикалық және II типті Цефеидтерге қатысты арақашықтық шкаласындағы негізгі белгісіздіктер: әртүрлі толқын ұзындықтарындағы кезең-жарықтық қатынасының сипаты, металдықтардың нөлдік нүктеге және осы қатынастардың еңісіне тигізетін әсері, фотометриялық бұзылыстардың (басқа жұлдыздармен бірігу) әсері және Цефеидтер арақашықтықтарын анықтаудағы өзгеретін (көбінесе белгісіз) жоғалу заңы. Бұл мәселелер бойынша әдебиетте пікірталас жалғасуда. Бұл шешілмеген мәселелер Хаббл тұрақтысының (классикалық Цефеидтерден есептелген) 60 км/с/Мпк және 80 км/с/Мпк аралығында әртүрлі мәндерге ие болуына әкелді. RS Puppis сияқты жаңалықтардың арқасында жылдар өте келе белгісіздіктер азайды. Дельта Цефеи де Цефеид кезең-жарықтық қатынасын калибрлеу үшін маңызды, өйткені оның қашықтығы Цефеидтер арасында ең дәл анықталған, себебі ол жұлдыздық шоқтың құрамында және Хаббл, Гиппаркос және Гайя ғарыш телескоптарымен алынған дәл параллакстар бар. Цефеидтер мен 7500 жарық жылы шегіндегі басқа да денелердің параллакс қашықтығын өлшеудің дәлдігі, Жер орбитасының қарама-қарсы нүктелерінен алты ай аралығында түсірілген Хаббл суреттерін салыстыру арқылы едәуір жақсарады. (Екі мұндай байқау арасындағы 2 АЕ қашықтықта, 7500 жарық жылы = 2300 парсек қашықтықтағы жұлдыз 2/2300 доға секунд = 2 x 10⁻⁷ градус бұрышпен жылжиды, бұл қолданыстағы телескоптардың ажыратымдылық шегі.)
Chief among the uncertainties tied to the classical and type II Cepheid distance scale are: the nature of the period luminosity relation in various passbands, the impact of metallicity on both the zero point and slope of those relations, and the effects of photometric contamination (blending with other stars) and a changing (typically unknown) extinction law on Cepheid distances. All these topics are actively debated in the literature. These unresolved matters have resulted in cited values for the Hubble constant (established from Classical Cepheids) ranging between 60 km/s/Mpc and 80 km/s/Mpc. Uncertainties have diminished over the years, due in part to discoveries such as RS Puppis. Delta Cephei is also of particular importance as a calibrator of the Cepheid period luminosity relation since its distance is among the most precisely established for a Cepheid, partly because it is a member of a star cluster and the availability of precise parallaxes observed by the Hubble, Hipparcos, and Gaia space telescopes. The accuracy of parallax distance measurements to Cepheid variables and other bodies within 7,500 light years is vastly improved by comparing images from Hubble taken six months apart, from opposite points in the Earth's orbit. (Between two such observations 2 AU apart, a star at a distance of 7500 light years = 2300 parsecs would appear to move an angle of 2/2300 arc seconds = 2 x 10 7 degrees, the resolution limit of the available telescopes.)
Мысалдар
Классикалық Цефеидтерге мыналар жатады: Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus, RT Aurigae, Polaris, сондай-ақ Delta Cephei. II типті Цефеидтерге: W Virginis және BL Herculis жатады. Аномальды Цефеидтерге мыналар жатады: XZ Ceti (жоғары тонды пульсация режимі) және BL Boötis.
Classical Cepheids include: Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus, RT Aurigae, Polaris, as well as Delta Cephei. Type II Cepheids include: W Virginis and BL Herculis. Anomalous Cepheids include: XZ Ceti (overtone pulsation mode) and BL Boötis.