Цефеиды: различия между версиями
[отпатрулированная версия] | [отпатрулированная версия] |
Содержимое удалено Содержимое добавлено
Ur frnd (обсуждение | вклад) мНет описания правки |
Ur frnd (обсуждение | вклад) мНет описания правки |
||
Строка 1:
[[Файл:Cepheid Pulsations.svg|right|thumb|300px|Пульсация цефеиды]]
[[Файл:HRDiagram-Puls.png|thumb|300px|Область пульсирующих звёзд на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]]
'''Цефеи́ды''' — класс пульсирующих [[переменная звезда|переменных звёзд]] с довольно точной зависимостью период—светимость, названный в честь звезды [[Дельта Цефея|δ Цефея]]. Одной из наиболее известных цефеид является [[Полярная звезда]]. Для астрономов цефеиды являются своего рода маяками, благодаря зависимости период—светимость, цефеиды используются как эталоны светимости при определении расстояний до удалённых объектов<ref name=majaess2009>{{cite journal|arxiv=0903.4206|bibcode=2009MNRAS.398..263M|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x|title=Characteristics of the Galaxy according to Cepheids|date=2009|last1=Majaess|first1=D. J.|last2=Turner|first2=D. G.|last3=Lane|first3=D. J.|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=398|pages=263–270}}</ref>.
Строка 9:
В 1784 году [[Джон Гудрайк]] открыл переменность [[Дельта Цефея|δ Цефея]]. В 1908 году [[Генриетта Суон Ливитт]] открыла зависимость между периодом изменения блеска и светимостью звезды.
[[Харлоу Шепли]] первым широко применил метод определения расстояний по цефеидам, основанный на открытой Ливитт зависимости период-светимость для этих
Зависимость светимости от периода классических цефеид выражается формулой <math>M_v = -2,81 \log(P) - (1,43 \pm 0,1)</math><ref>{{citation|author=M. W. Feast, R. M. Catchpole|title=The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes |publisher=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=286 |year=1997 |month=3 |pages=L1–L5 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.286L...1F Astronomy Abstract Service}}</ref>, где <math>M_v</math> — средняя [[абсолютная звёздная величина]] в жёлтых лучах, <math>P</math> — период в сутках (Feast & Catchpole, 1997, калибровка по [[Годичный звёздный параллакс|тригонометрическому параллаксу]]). Существование этой зависимости объясняется тем, что для цефеид, как и для любых звёзд одного класса, существует [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|зависимость масса — светимость]] (они ярче примерно на 1<sup>m</sup>
== Типы цефеид ==
Строка 21:
== Значимость ==
Для астрономов цефеиды являются своего рода маяками. Ориентируясь по их переменному блеску, астрономы выясняют расстояния до
[http://www.kosmonews.ru/kosmicheskie-teleskopyi/tsefeidyi-mogut-treyat-massu.html Последние исследования], основанные на данных от космического спутника [[Спитцер (космический телескоп)|Спитцера]], показывают что цефеиды могут терять массу, а значит может потребоваться
== Примечания ==
|