Cefeida
A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából.
A Cefeida típusú változó vagy cefeida olyan változócsillag, melynek változási periódusa és abszolút fényessége között összefüggés van, így standard gyertyaként felhasználható. A változótípus névadója és prototípusa a δ Cephei, amelynek fényváltozásait John Goodricke fedezte fel 1784-ben.
A fényességváltozás periódusa és a fényesség közötti összefüggés miatt, melyet Henrietta Leawitt fedezett fel 1912-ben, a cefeida változókat viszonyítási pontként lehet használni az őket tartalmazó csillaghalmaz vagy galaxis távolságának a meghatározásánál. Mióta az összefüggést a közeli Cefeidák mérésével pontosítani lehetett, az ezzel a módszerrel kiszámított távolságok a lehető legpontosabbak.
Tartalomjegyzék |
[szerkesztés] Leírás
Egy cefeida általában első populációs sárga óriás csillag, amely tágulással és összehúzódással pulzál. Ennek eredményeként a fényességben szabályos oszcilláció lép fel. A cefeidák luminozitása a Napnál 103 – 104-el nagyobb. Mivel a cefeidák nagy része első populációs, ezeket I. típusú cefeidáknak nevezzük. A hasonló, de második populációhoz tartozó W Virginis változók a II. típusú cefeidák.
A cefeidák pontos tömege adott fényességgel vagy periódussal még nem ismert, de a csillagászok remélik, hogy a Polaris rendszer újonnan felfedezett harmadik csillaga adatokkal szolgálhat[1].
Néhány cefeida (mint a Polaris) periódusa néhányszor tíz év alatt csökkenést mutat. Nagy látszólagos fényességű cefeidák, amelyek már szabad szemmel is megfigyelhetők: δ Cephei, η Aquilae, ζ Geminorum, β Doradus.
[szerkesztés] Viszonyítási pont
A Cefeida változók luminozitása és változási periódusa közötti összefüggés elég pontos és már szinte egy évszázada használják viszonyítási pontként. Az összefüggést Henrietta Swan Leavitt fedezte fel 1912-ben. Több száz cefeidákról készített fotót tanulmányozott át és itt fedezte fel a periódus-fényesség összefüggést. Egy három napos periódusú cefeida luminozitása nagyjából 800-szor nagyobb a Napnál, a 30 napos periódusú cefeidáé pedig már a Nap 10 000-szerese. A léptéket a közeli cefeidák mérésével pontosították, amelyeknek a távolságát más módszerrel már ismerték. A nagy luminozitás és a pontos távolságmeghatározás miatt a cefeidák ideális viszonyítási pontok a csillaghalmazok és a galaxisok távolságának mérésénél. Természetesen van kisebb eltérés, mert nem tudjuk a cefeida pontos helyét a halmazon vagy a galaxison belül, de a hiba jelentéktelen ilyen méréseknél.
A nagy luminozitásnak köszönhetően a cefeidák nagy távolságból is látszanak. Edwin Hubble először az Androméda-ködben talált cefeidákat, amelyek bizonyították az akkor még nem teljesen elfogadott extragalaktikus távolságokat. Napjainkban a Hubble-űrtávcső már 60 millió fényévre, a Virgo-halmazban lévő cefeidákat is azonosított.
[szerkesztés] Periódus-fényesség összefüggés
A Cefeida változók periódusa (P) és abszolút fényessége (Mv) közötti összefüggés:
Az összefüggést olyan cefeidák adatai alapján állították fel, amelyek távolságát más módszerekkel határozták meg.
[szerkesztés] Külső hivatkozások
[szerkesztés] Lábjegyzetek
- ^
Hubble Space Telescope Shows There's More to the North Star Than Meets The Eye – SpaceRef.com January 9, 2006
