Cefeida
Z Wikipedii
Cefeidy (zwane też gwiazdami typu δ Cephei lub cefeidami klasycznymi) to gwiazdy zmienne pulsujące, nadolbrzymy, których jasność zmienia się z okresem od 1 do 150 dni. Amplitudy zmian blasku wynoszą od 0,1 do 2 wielkości gwiazdowych. Jasności absolutne (MV) cefeid wynoszą od -2 do -6 wielkości gwiazdowych. Podczas pulsacji zmienia się również ich promień oraz typ widmowy od A lub F w maksimum blasku do G lub K w minimum.
Pulsacja jest spowodowana tym, że siły grawitacyjne nie równoważą ciśnienia gazów, z których składa się gwiazda. Kiedy promień jest większy od takiego, przy którym te siły równoważą się, grawitacja jest silniejsza i powoduje kurczenie się gwiazdy. Przy małym promieniu ciśnienie jest silniejsze, przez co cefeida rozszerza się. Z powodu zmian objętości i ciśnienia zmienia sie temperatura, więc też jasność i typ widmowy. Wykres jasności od czasu jest podobny do sinusoidy, ale wzrost jasności następuje szybciej niż jej spadek.
Cefeidy spełniają dobrze określone zależności okres pulsacji - jasność absolutna, odkryte przez Henriettę Leavitt w 1912 roku. Własność ta jest powszechnie wykorzystywana do określania odległości do najbliższych galaktyk (cefeidy są świecami standardowymi).
Zobacz też:
