Кефеида

Кефеида — член на класата на многу сјајни променливи ѕвезди. Силната директна врска меѓу променливоста на сјајноста на кефеидите и периодот на пулсирање , на кефеидите им го обезбедува статусот како важни индикатори за одредување на галктички и вонгалактички физички растојанија. 
Променливите кефеиди се поделени на неколку поткласи кои имаат значително различни маси, години и истории на еволуции: класични кефеиди, кефеиди од типот II, неправилни кефеиди, и џуџести кефеиди. Неуспехот да се разликуваат овие различни поткласи од почетокот до средината на 20 век резултираа со значителни проблеми кај астрономските скали за одредување растојанија. 
Терминот Кефеид потекнува од Делта Кефеј во соѕвездието Кефеус, првата идентификувана ѕвезда од тој вид, од страна на Џон Гудрик во 1784 година.

 Класи 

 Класични кефеиди 

Класичните кефеиди (исто така познати како кефеиди од I население, кефеиди од типот I или променливи делта-кефеиди) подлежат на пулсации со многу симетрични периоди во денови и месеци. Класичните кефеиди се променливи ѕвезди со 4-20 пати поголема Сончева маса, и се дури 100 000 пати полимунозни од Сонцето.
Кефеидите се жолти суперџинови од спектралната класа F6 – K2, чиј полупречник се менува за милиони километри за еден пулсирачки круг.W. Strohmeier, Variable Stars, Pergamon (1972)

Класичните Кефеиди се користат за одредување на растојанија во рамките на Месната група и подалеку, и се средства со кои Хабловата константа може да се утврди. Класичните кефеиди се користат за да станат појасни многу одлики на нашата галаксија, како висината на Сонцето над галактичката рамнина и Галактичката локална спирална структура.

 Кефеиди од типот II 

Кефеиди од типот II (исто така наречени кефеиди од II население) се дел променливите ѕвезди од II население кои пулсираат со период типично помеѓу 1 и 50 дена. Овие кефеиди се особено сиромашни со метал, стари (~10 билиони години), имаат мала маса (~половина од масата на Сонцето). Поделени се на неколку подгрупи во зависност колку трае нивниот период. Ѕвездите со период од 1 и 4 дена се дел од подкласата „BL Her“, 10-20 дена припаѓаат на подкласата „W Virginis“, и ѕвездите со периоди поголеми од 20 дена се дел од „RV Tauri“ подкласата.
Кефеидите од типот II се користат за утврдување на растојанието до Галактичкото Средиште, збиените јата,  и галаксиите.

 Историја 

На 10 септември, 1784 година Едвард Пигот ја забележал променливоста на Ета Орел, првиот познат претставник од класата на класични кефеиди. Меѓутоа, ѕвездата според која класичните кефеиди го добиле името е Делта Кефеј,  чија променливост е откриена од страна на Џон Гудрик неколку месеци подоцна.

Врската помеѓу  периодот и сјајноста за класичните кефеиди беше откриена во 1908 година од страна на Хенриета Сван Ливит при истрага на илјадници променливи ѕвезди во Магелановите Облаци. Таа го објавила нејзиниот труд  во 1912 со повеќе докази.

Во 1915 Харло Шаплеј ги употребил кефеидите за да постави првични ограничувања во однос на големината и обликот на Млечниот Пат, и местото на нашето Сонце во него.

Во 1924 Едвин Хабл ја установил оддалеченоста до класичните кефеиди во галаксијата Андромеда, и покажал дека променливите не се дел од Млечниот Пат. Тоа било повод за дебатата “Island Universe” на која требало да се заклучи дали Млечниот Пат и Универзумот се синоними, или Млечниот Пат  е само една галаксија во синџир од галаксии кои го сочинуваат Универзумот.

Во 1929 Хабл и Милтон Л. Хумасон го формулирале она што денес е познато како Хаблов закон преку комбинирање на оддалеченоста на Кефеидите од одредени галаксии со Весто Слајферовите мерки на брзина со која тие галаксии се оддалечуваат од нас. Тие откриле дека Универзумот се шири.

Во 40-тите години од 20 век, Валтер Баде препознал дека кефеидите всушност се делат на барем две посебни популации (класични кефеиди и кефеиди од типот II). Класичните кефеиди се помлади и со поголема маса популација I ѕвезди, каде што кефеидите од типот II се постари, побледи популација II ѕвезди. Класичните кефеиди и кефеидите кефеидите од типот II имаат различни период – сјајност врски. Сјајноста на кефеидите од типот II е, во просек, помала од класичните кефеиди за околу 1.5 магнитуди ( но посветли од RR Лира ѕвездите). Првичните истражувања  за оддалеченоста на кефеидите биле  искомплицирани со ненамерно мешање на класичните кефеиди од типот II. Валтер Бадеовото значајно откритие  довело до четирикратно зголемување на растојанието до М31, и на екстраглактичката скала за растојанија. RR Lyeae ѕвездите  биле препознавани прилично порано (од  1930-тите) бидејќи се различна класа од променливите, поради нивниот краток период.

 Несигурност во определените растојанија на кефеидите 

Главни причини за несигурностите врзани за скалите на растојание кај класичните и оние од типот II се: природата на врската период-сјајност во различни низи на честоти кои поминуваат низ филтер без да претрпат ослабување; влијанието на Популацијата I на двете - нулта точката и врската на тие релации; и влијанијата на фотометричната контаминација и променливиот (често непознат) закон за екстинција на растојанијата меѓу кефеидите.  Сите овие теми се активно дебатирани во литературата.
Овие нерешени прашања резултирале во добиените вредности на Хабловата константа (отврдена од класичните кефеиди) кои се движат помеѓу вредностите 60 km/s/Mpc  и 80 km/s/Mpc. Решавањето на ова несовпаѓање е едно од основните проблеми во астрономијата откако космолошката константа на универзумот може да се определи со додавање на прецизни вредности на Хабловата константа.

 Динамичност на пулсациите 

Прифатеното објаснување за пулсирањето на кефеидите е наречено к-механизам,Webb, Stephen, Measuring the Universe: The Cosmological Distance Ladder, Springer, (1999) каде што грчката буква к (капа) ја означува непроѕирноста на гас.
Хелиумот е гас кој се смета дека е најактивен во текот на процесот. Двојно јонизираниот хелиум (хелиум кој има атоми без 2 електрони) е понепроѕирен од единечниот јонизиран хелиум. Колку повеќе хелиумот е загреан, толку повеќе се јонизира. На најтемниот дел од циклусот на Кефеидот, јонизираниот гас во надврешните слоеви на ѕвездата е непроѕирен, и така е загреан од зрачењето на ѕвездата, а поради зголемената температура, почнува да се шири. Како што се проширува, се лади, и така станува помалку јонизиран и подвижен, дозволувајќи му на зрачењето да избега. Потоа ширењето престанува, волуменот се намалува  поради ѕвезденото гравитациско влијание. Потоа процесот се повторува.

Механизмот на пулсациите како „машина за загревање“ бил предложен во 1912 г. од Артур Стенли Едингтон (кој го создал во целост врз основа на динамичноста на кефеидите), но не бил прифатен сѐ до 1953 г. кога С. А. Жевакин го идентификувал хелиумотZhevakin, S. A., "К Теории Кефеид. I", Астрономический журнал, 30 161–179 (1953) како можен вентил за машината


Извори


Категорија:Пулсирачки променливи ѕвезди
Категорија:Астрометрија
Категорија:Стандардни свеќи