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.

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

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; телескоп Хаббл открыл несколько в галактике NGC 4603 , находящейся в 100 млн световых лет от нас.

Свойства

Классические цефеиды в 4—20 раз тяжелее Солнца , и обладают светимостями от 1000 до 50 000 (более 200 000 для V810 Центавра ) светимостей Солнца . 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 .

Цефеиды могут пульсировать в фундаментальной моде , первом обертоне или в смешанном режиме. Пульсации в обертонах выше первого встречаются редко, но они также представляют интерес . 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 .

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 8-12 M _⊙ 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 .

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 .

Кривые блеска

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, ), 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, ) 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.

Открытие

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. 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, а также для звезды существуют точные параллаксы, измеренные на телескопе Хаббл и Hipparcos .

Зависимость период-светимость

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. Она опубликовала полученную зависимость в 1912 году . 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 . 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. 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. Тем не менее, эта оценка оспаривается в ряде источников.

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. Следующее соотношение можно также использовать для оценки расстояния d до классической цефеиды:

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

или

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

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. 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.

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 .

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.

Вследствие наличия указанных неопределённостей получаемые по цефеидам значения постоянной Хаббла варьируются от 60 км/с/Мпк до 80 км/с/Мпк. Устранение ошибок определения постоянной Хаббла является одной из важнейших задач астрономии, поскольку по точному значению постоянной Хаббла можно установить ряд космологических параметров Вселенной.

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 (m V )	Минимальная видимая звёздная величина (m V )	Период (сутки)	Спектральный класс	Примечание
η Aql	Орёл	Эдуард Пиготт , 1784	3 m .48	4 m .39	07.17664	F6 Ibv
FF Aql	Орёл	, 1927	5 m .18	5 m .68	04.47	F5Ia-F8Ia
TT Aql	Орёл		6 m .46	7 m .7	13.7546	F6-G5
	Орёл		6 m .08	6 m .86	07.02393	F5I-II-G1
T Ant	Насос		5 m .00	5 m .82	05.898	G5	Вероятно, обладает ненаблюдаемым компаньоном. Ранее считалось, что объект является цефеидом II типа
RT Aur	Возничий		5 m .00	5 m .82	03.73	F8Ibv
l Car	Киль		3 m .28	4 m .18	35.53584	G5 Iab/Ib
δ Cep	Цефей	Джон Гудрайк , 1784	3 m .48	4 m .37	05.36634	F5Ib-G2Ib	двойная звезда, наблюдается в бинокль
	Циркуль		5 m .65	6 m .09	05.273268	F2-G2II	спектроскопическая двойная, имеет компаньон массой 5 M ⊙ спектрального класса B6
	Циркуль		7 m .31	7 m .71	02.39810	F2/3II-F6	спектроскопическая двойная, имеет компаньон массой 4.7 M ⊙ спектрального класса B6
BG Cru	Южный Крест		5 m .34	5 m .58	03.3428	F5Ib-G0p
	Южный Крест		6 m .40	7 m .23	05.82575	F7Ib/II
	Южный Крест		6 m .22	6 m .92	04.68997	F6-G1Ib-II
	Южный Крест		6 m .32	6 m .83	06.73331	F6-G2Ib
	Лебедь		5 m .85	6 m .91	16.38633	G8Ib
	Лебедь		6 m .44	7 m .22	03.84555	F2-G0I-II
β Dor	Южная Рыба		3 m .46	4 m .08	09.8426	F4-G4Ia-II
ζ Gem	Близнецы	Иоганн Шмидт , 1825	3 m .62	4 m .18	10.15073	F7Ib to G3Ib
	Лира		5 m .99	6 m .35	01.49078	F6Ib-II
	Муха		5 m .93	6 m .73	07.51	F7Ib-G2
	Муха		5 m .89	6 m .49	09.66007	F6Ib-G0
	Наугольник		6 m .12	6 m .77	09.75411	F8-G0Ib	наиболее яркий представитель скопления NGC 6087
	Наугольник		8 m .71	9 m .03	03.786008	F6I	компонент рассеянного скопления NGC 6067
	Наугольник		8 m .26	8 m .60	11.2888	G0Ib	компонент рассеянного скопления NGC 6067
	Наугольник		6 m .21	6 m .23	03.5850	G8Ib
	Змееносец		6 m .93	7 m .71	04.06775	F8-K2
RS Pup	Корма		6 m .52	7 m .67	41.3876	F8Iab
	Стрела	, 1885	5 m .24	6 m .04	08.382086	F6Ib-G5Ib
U Sgr	Стрелец (in M25 )		6 m .28	7 m .15	06.74523	G1Ib
	Стрелец		4 m .29	5 m .14	07.59503	F4-G2Ib	Оптическая двойная с γ 2 Sgr
	Стрелец		4 m .20	4 m .90	07.01283	F5-G2II
	Скорпион (созвездие)		6 m .40	6 m .92	06.79671	F7/8Ib/II-G5
	Южный Треугольник		6 m .4	6 m .9	03.389	F7Ib/II
	Южный Треугольник		6 m .1	6 m .8	06.323	F6II-G2
α UMi ( Полярная звезда )	Малая Медведица	Эйнар Герцшпрунг , 1911	1 m .86	2 m .13	03.9696	F8Ib or F8II
	Паруса		5 m .5	5 m .89	04.227171	F7Ib-II
S Vul	Лисичка		8 m .69	9 m .42	68.464	G0-K2(M1)
T Vul	Лисичка		5 m .41	6 m .09	04.435462	F5Ib-G0Ib
	Лисичка		6 m .73	7 m .54	07.990676	F6Iab-G2
SV Vul	Лисичка		6 m .72	7 m .79	44.993	F7Iab-K0Iab

Примечания

Ссылки

• (англ.)
• от 9 марта 2007 на Wayback Machine (англ.)
• от 2 февраля 2010 на Wayback Machine (англ.)
• от 10 сентября 2018 на Wayback Machine (англ.)