Цефеиды

Тип пульсирующих переменных звезд, названных по имени прототипа группы — звезды Дельта Цефея, которая изменяется между звездными величинами 3,6 и 4,3 с периодом 5,4 дня. Пульсации цефеид вызваны нестабильностью их структуры. Их размер может меняться в течение цикла почти на 10%, при этом происходят и изменения температуры. По мере роста внутреннего давления звезда расширяется, пока давление не "сбрасывается" (как через клапан). Звезда сокращается, и цикл начинается снова (см. иллюстрацию (a)).

Цефеиды — очень яркие желтые гиганты, излучение которых в десять тысяч раз превосходит энергию Солнца, так что они могут быть обнаружены с очень большого расстояния. В 1912 г. Генриетта Ливитт, работая в обсерватории Гарвардского колледжа, открыла множество цефеид в Малом Магеллановом Облаке и построила кривые их яркости. Ей стало ясно, что существует связь между периодом пульсаций, обычно составляющим от 3 до 50 дней, и видимой яркостью: чем ярче звезда, тем больше период. Эта связь называется зависимостью период-светимость (см. иллюстрацию (b)).

Важность этого открытия состоит в том, что цефеиды можно использовать как показатели расстояния. Все звезды в Малом Магеллановом Облаке грубо можно считать удаленными от нас на одно и то же расстояние (конечно, по сравнению к расстояниям внутри самого ММО), так что отношение видимых величин к абсолютным для них постоянно. Поэтому, если независимым методом удается оценить расстояние до одной из цефеид, то расстояния до всех других могут быть вычислены на основании их периодов.

Выделяют два различных типа цефеид: так называемые классические цефеиды и цефеиды "населения типа II", также известные как звезды типа W Девы. Их зависимости период-светимость отличаются: для данного периода светимость классических цефеид приблизительно на две звездные величины больше светимости звезд типа W Девы. Это — результат различий в их массе и химическом составе. Меньшая масса звезд типа W Девы обуславливает меньшую светимость, но этот эффект частично компенсируется за счет низкого содержания элементов тяжелее гелия ("металлов") в звездах старого населения типа II. Поэтому при вычислении расстояний необходимо выяснить, является ли переменная звезда классической цефеидой или звездой типа W Девы. Это лучше всего сделать, определяя по спектру звезды содержание металлов.