какие звезды называют маяки вселенной
Цефеида
Цефеиды — звезды, мощность излучения которых в десятки тысяч раз больше, чем у Солнца. Это желтые сверхгиганты, температура их поверхности в среднем примерно такая же, как и у Солнца. Интересны прежде всего тем, что светимость цефеид меняется строго периодически — от суток до месяца. В максимальном блеске типичная цефеида становится ярче на одну — две звездные величины, что соответствует увеличению мощности излучения по сравнению с минимальным блеском примерно в 2,5—6 раз.
Где их можно найти
Сейчас в нашей Галактике известно несколько сот цефеид, еще несколько тысяч обнаружены в других галактиках. Благодаря цефеидам астрономы научились определять расстояния до других галактик. Не случайно цефеиды называют маяками Вселенной. Цефеиды — сравнительно молодые звезды, в Галактике они заметно концентрируются к ее плоскости и встречаются в рассеянных звездных скоплениях. А вот весьма многочисленные звезды другого типа пульсирующих переменных, звезды типа RR Лиры, в своем большинстве принадлежат к числу самых старых звезд. Их концентрация в галактической плоскости незначительна, зато этих звезд очень много в направлении на центр Галактики и в некоторых шаровых звездных скоплениях, являющихся самыми старыми известными в Галактике образованиями (их возраст превышает 10 млрд. лет).
Почему меняют светимость
Причина изменения светимости цефеид — радиальные пульсации. Атмосферы цефеид то расширяются, то сжимаются. При сжатии атмосфера звезды разогревается, а при расширении охлаждается. Мы видим цефеиду наиболее яркой, когда она сравнительно небольшая, но горячая. Пульсации цефеид проявляются не только в изменениях блеска. Для любой постоянной звезды можно определить скорость, с какой она движется вдоль луча зрения (лучевую скорость). У цефеид, как показали наблюдения, лучевые скорости меняются с тем же периодом, что и блеск: звезда пульсирует, и мы видим, как варьируют скорости атмосферных слоев относительно земного наблюдателя.
Чем полезны
Измеряя переменность блеска цефеиды и ее лучевой скорости, можно довольно точно определить размеры звезды и их изменения в ходе пульсаций. Ученым удалось определить взаимосвязь периода переменности цефеид и их светимости: чем больше период переменности, тем больше энергии цефеида излучает в пространство за единицу времени. Вычислив мощность излучения по зависимости период — светимость, можно определить расстояние до цефеиды, а если она входит в звездную систему (звездное скопление, галактику), то и расстояние до этой звездной системы.
Зная период цефеиды, можно определить и ее возраст. В 60-е гг. XX в. советский астроном Ю. Н. Ефремов установил: чем больше период цефеиды, тем она моложе. Однако не следует думать, что блеск любой пульсирующей переменной звезды меняется строго периодически. Даже переменные типа Миры Кита, характеризующиеся довольно регулярным поведением, в точности не повторяют форму кривой блеска и продолжительность интервала между максимумами от одного цикла к следующему.
Цефеиды
Вселенная – невероятно огромное место. Если быть точнее, то это 46 миллиардов световых лет в любую сторону от нас! Но главный момент в том, что это лишь наблюдаемая часть, поэтому ученые полагают, что она намного больше.
Чтобы в этом разобраться, необходимо уметь измерять такие дистанции. Астрономия не стоит на месте и постоянно ищет новые методы работы. Кроме замеров красного смещения и исследования света, ученые также пользуются классом звездных небесных тел, который называют переменные цефеиды.
Что такое цефеиды
Хаббл запечатлел переменную звезду RS Кормы
Переменными именуют звезды, чья яркость колеблется. Цефеидами называют особый вид переменных. Их масса в 5-20 превышает солнечную. Но суть в том, что они пульсируют в радиальном направлении и меняют диаметр и температуру.
Лучше всего то, что пульсации связаны с абсолютной яркостью, которая меняется в конкретные периоды (1-100 дней). Если строить кривую блеска в зависимости от величины и периода, то она напомнит плавник акулы – внезапный пик, а затем снижение.
Класс звезд получил наименование от звезд Дельта Цефея. Анализ спектра выявил изменения температуры от 5500 К до 6600 К, а также диаметра
Использование цефеид в астрономии
Можно воспринимать цефеиды как маяки Вселенной. Связь между периодом колебания и светимостью очень полезна для расчетов дистанций объектов в космосе. Для этого используют формулу: m – M = 5 log d – 5. Здесь m – видимая величина (светимость), М – абсолютная, d – дистанция к объекту в парсеках. Переменные цефеиды можно увидеть и измерить на удаленности в 20 миллионов световых лет.
Соотношение периода и светимости для цефеид
Благодаря яркости и видимости можно отследить объекты рядом с ними. Если вспомнить о связи периодичности и яркости, то в виде цефеид получим полезный инструмент для расчетов масштабов Вселенной.
Классы цефеид
Существует два главных подкласса цефеид: классические и цефеиды II типа. Первые – население I (богатые на металл), превосходящие солнечную массу в 4-20 раз и в 100000 раз ярче. Они регулярно пульсируют в течение нескольких дней или месяцев.
Это желтые яркие гиганты или сверхгиганты (F6-K2), чей радиус меняется в миллионы км во время пульсации. Классические применяют для вычисления дистанций к галактикам в пределах Местной Группы и за ее чертой.
Цефеиды II типа – бедные на металл. Период пульсации охватывает 1-50 дней. Их возраст составляет 10 миллиардов лет и достигают половины солнечной массы. Они также делятся на BL Геракла (1-4 дней), W Девы (10-20 дней), RV Тельца (более 20 дней). Ими пользуются, если нужно вычислить дистанцию к галактическому центру, шаровым скоплениям и соседним галактикам.
Есть также аномальные цефеиды. Их периодичность составляет 2 дня (как RR Лиры), но они светятся намного ярче. Превосходят цефеиды II по массе, но возраст остается неизвестным. Есть небольшой процент переменных, которые пульсируют одновременно в двух режимах – «цефеиды с двойным режимом».
Наблюдения за цефеидами
Впервые переменную звезду нашел Эдвард Пиготт 10 сентября 1784 года. Он наткнулся на Эта Орла. Через несколько месяцев Джон Гудрик находит Дельта Цефея.
В 1908 году переменные звезды исследовали в Магеллановых Облаках. Генриетте Левитт удалось найти связь между периодом и яркостью классических цефеид. Свои записи с периодами 25 переменных звезд она опубликовала в 1912 году.
Изменение яркости цефеиды V1 в Мессье 31
В 1925 году Эдвин Хаббл сумел установить расстояние между галактикой Млечный Путь и Андромедой. Это был важный шаг, ведь до этого многие полагали, что наша галактика уникальна и дальше ничего нет. После замеров дистанции между Млечным Путем и другими галактиками, а также объединив их с красным смещением Весто Слайфера, Хаббл и Милтон Хьюмасон смогли вывести закон Хаббла. То есть, они доказали, что Вселенная расширяется.
В 20-м веке ученые занимались классификацией цефеид и выводили формулы, по которым можно измерить расстояние. Этим занимался Вальтер Бааде, который в 1940-х гг. вывел разницу между классическим цефеидами и типом II, основываясь на их размере, уровне светимости и возрасте.
Ограничения цефеид
Эти небесные тела невероятно ценны, но и у цефеид, как переменных звезд, есть ограничения. Главное состоит в том, что связь периода и светимости у типа II может основываться на более низкой металличности, фотометрическом загрязнении и пока неизвестном эффекте, который газ и пыль оказывают на свет.
Это привело к тому, что постоянная Хаббла имела два разных значения, колеблющиеся между 60-80 км/с на 1 миллион парсеков. Современная космология пытается решить эту проблему, так как результат влияет на вычисление скорости расширения Вселенной и ее размера. Теперь вы знаете, почему цефеиды называют маяками Вселенной и используют для различных исследований.
Почему цефеиды называют маяками Вселенной и как ими пользуются астрономы
Интенсивная амплитуда колебаний светового излучения цефеид позволяет определять расстояние до них и использовать полученные данные в других расчетах. Именно по этой причине нередко цефеиды называют «маяками» Вселенной, почему астрономы наградили их таким красивым названием. Периодически на поверхности переменных звезд происходит нарушение равновесия тяготения и газового давления в атмосфере. В результате возникают пульсации, в ходе которых изменяется размер астрономического тела, возникают колебания температуры и интенсивности излучения. Установив связь между амплитудой и абсолютной яркостью, благодаря последней, можно вычислить расстояние до звезды.
В XX веке астроном Эдвин Хаббл (в его честь был назван один из самых известных телескопов) обнаружил Туманность Андромеды по свету переменных звезд и доказал, что наша Галактика – далеко не единственная звездная система во Вселенной. Полярная звезда, которая также является цефеидом, фигурирует во многих навигационных системах как один из основных ориентиров. Астрономические тела, встречающиеся во всех уголках космоса, в буквальном смысле были обречены стать своеобразными точками опоры и ориентирования при различных вычислениях. Нередко цефеиды называют маяками Вселенной и космоса, почему – ответ на этот вопрос очевиден: из-за очень высокой яркости и удобства использования их параметров в астрономических расчетах.
Использование материала полностью для общедоступной публикации на носителях информации и любых форматов запрещено. Разрешено упоминание статьи с активной ссылкой на сайт www.4glaza.ru.
Производитель оставляет за собой право вносить любые изменения в стоимость, модельный ряд и технические характеристики или прекращать производство изделия без предварительного уведомления.
Другие обзоры и статьи о телескопах и астрономии:
Обзоры оптической техники и аксессуаров:
Статьи о телескопах. Как выбрать, настроить и провести первые наблюдения:
Все об основах астрономии и «космических» объектах:
Цефеиды — маяки Вселенной
Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной, так как при помощи этих звезд можно точно рассчитать расстояние до отдаленных космических объектов.
Переменные звезды
Полярная звезда — классическая Цефеида
Цефеиды относятся особому классу регулярных переменных звезд. Наиболее известной их представительницей является Полярная звезда, которая по сегодняшний день служит заблудившимся путникам ориентиром, показывая в северном полушарии точное направление на север.
Переменные звезды получили свое название благодаря тому, что их излучение субъективно воспринимается, как переменное – эти звезды, словно лампочки новогодней гирлянды, мигают нам из далеких глубин галактик. Их мигание вызвано рядом физических процессов, которые происходят внутри этих небесных тел. В астрономическом сообществе они широко известны, как природа переменности цефеид.
Природа переменности цефеид
Как мы уже говорили выше, мигание или пульсация цефеид вызвана рядом естественных физических процессов, которые до конца еще не выяснены астрономами.
Полярная звезда наш верный ориентир 
Суть этих процессов сводится к тому, что в верхних слоях звезд нарушены процессы газового давления и тяготения, из-за чего радиус звезды периодически сжимается, что наблюдателем воспринимается не иначе, как пульсация.
Сжатие радиуса звезды прямым образом влияет на температуру ее поверхности. Так, уменьшение радиуса цефеиды на 15% способно вызвать увеличение температуры звезды более чем на 1000 градусов по Кельвину.
Вместе с изменением длины радиуса звезды, изменяется и ее звездная величина – блеск. При минимальном радиусе звезда излучает максимальное количество света, а с увеличением радиуса количество излучаемого света становится меньше.
Происхождение названия Цефеиды
Название «Цефеиды» происходит от наименования одноименной звезды Дельта Цефея. Звездная величина этого небесного светила меняется каждые пять дней в диапазоне от 3,6 до 4,3 единиц.
Физические характеристики Цефеид
Цефеиды – это обычно гиганты и сверхгиганты, относящиеся к спектральным классам F и G. Эти звезды в несколько тысяч раз ярче нашего Солнца, что не всегда пропорционально их массе. Например, встречаются цефеиды масса которых составляет всего четверть солнечной. Однако есть среди них гиганты, вес которых превосходит массу нашей звезды в сорок раз. Часто среди цефеид встречаются двойные звезды, однако существуют и цефеиды-одиночки, которые также отличаются высокой степенью свечения.
Типы цефеид
Астрономы различают два типа цефеид: цефеиды населения І и населения ІІ. Цефеиды первого населения обычно обитают в рассеянных звездных скоплениях. Эти звезды имеют сравнительно молодой возраст. Их обычно называют классическими цефеидами.
Ярким представителем цефеид второго населения является W Девы. Если цефеиды населения І обитают в рассеянных звездных скоплениях, то цефеиды населения ІІ наиболее часто встречаются в шаровых скоплениях, расположенных вблизи галактического центра. Их возраст выше возраста звезд населения І, а свечение заметно ниже.
Значимость Цефеид в астрономии
Изменение блеска звезды V1 в галактике M31
Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной. Причина этого в том, что эти небесные тела позволяют вычислить расстояние к удаленным космическим объектам, в частности галактикам. Происходит это следующим образом. Допустим, вы обнаружили цефеиду в другой галактике. Первое, что вам нужно сделать – это вычислить период ее пульсации, благодаря которому вы сможете измерить светимость звезды. Сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до звезды, а также до галактики, в которой вы ее обнаружили.
. они дали самый надежный способ
определения больших расстояний.
А ведь вся история астрономии – это спор
о расстояниях. Сначала до Луны и Солнца,
затем до звезд, туманностей и галактик.
Харлоу Шепли, астроном
С помощью этих звезд с успехом оценивают расстояния до ближайших галактик на удалении до
Цефеида SU Кассиопеи в 1411 св. годах от Земли, окруженная туманностью vdB 9.
Видны темные, поглощающие свет пылевые облака. Пыль отражает свет цефеиды, придавая vdB 9 характерную голубую окраску, типичную для отражательных туманностей.
Изображение охватывает область размером около 24 св. лет.
У цефеид существует четкая математическая зависимость период-светимость, которую вывела ещё в 1908 году Генриетта Ливитт, наблюдая за цефеидами в Малом Магеллановом Облаке. Из нее следует, что с чем бо́льшим периодом пульсирует цефеида, тем больше светимость звезды. А значит, сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до цефеиды, а также и до галактики в которой она находится.
В 1923 году Эдвин Хаббл, исследуя фотопластинки со 100-дюймового телескопа обсерватории Маунт Вилсон, определяет расстояние до туманности Андромеды уже по 36 найденным в ней переменным звездам. И хотя первые оценки составляли около 250 килопарсек, даже эти значения окончательно и однозначно подтвердили внегалактическую природу туманности.
Теперь мы рассматриваем Вселенную именно как мир галактик.
Пометки Э. Хаббла на вставке в правом нижнем углу.
Блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Так, количество выделяемой Солнцем энергии изменяется на
А вот у цефеид, которые принадлежат к обширному и разнообразному семейству переменных звезд, общее количество которых в нашей галактике уже насчитали более сотни тысяч, изменение выделяемой энергии может доходить до 600% за несколько дней.
Изменение яркости цефеиды V1 в галактике Андромеда в течение 31,4-дневного цикла.
Фото телескопа «Хаббл».
График изменения яркости этой же звезды. Хорошо заметен характерный для цефеид резкий подъем и плавный спад блеска.
Иногда переменность звезд вызывается чисто геометрическими причинами. Например, в тесной двойной системе звезд просто-напросто одна звезда периодически заслоняет другую и нам кажется, что звезда становится то ярче, то тусклее.
Солнце и пульсирующая цефеида в масштабе.
А почему не пульсирует, к примеру, наше Солнце? Давайте посмотрим, чем же отличаются солнцеподобные звезды и классические цефеиды.
Цефеиды — массивные звезды, массами 4-12 солнечных, в прошлом голубые горячие гиганты спектрального класса В.
Это короткоживущие звезды, возрастом всего около нескольких десятков миллионов лет. Они уже проэволюционировали, исчерпав водород в ядре, и передвинулись на этап выгорания гелия (водороду в нашем Солнце гореть ещё около 6,4 млрд. лет).
Однако, радиусы этих сверх- и гипергигантов составляют 50-70 солнечных, а светимости цефеид превосходят солнечную в тысячи, а то и в десятки тысяч раз. Поэтому эти звезды видны со значительных, в частности, межгалактических расстояний. Не случайно цефеиды называют «маяками Вселенной».
Находится в 108 млн. св. лет от нас. Фото «Хаббла».
Все массивные звезды в течение своей эволюции рано или поздно проходят эпоху нестабильности (или полосу нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела). Причем, в зависимости от массы бывает, что и по нескольку раз.
Как однажды сказал М. Шварцшильд: «Когда звезда находится в полосе цефеид, она напоминает человека, больного корью. Если человек болен, то это по нему видно с первого взгляда, однако после выздоровления уже нельзя сказать, болел он когда-нибудь корью или нет».
Так почему же они пульсируют?
Поверхностная гравитация у карликов велика, вещество вблизи атмосферы у них плотное и малопрозрачное и другим способом энергию на поверхность не вынести.
Такой механизм пульсации звездной атмосферы получил название «клапанного механизма» (по аналогии с тепловым двигателем, где отток тепла при сжатии осуществляется при помощи клапанов.)
В 1950-е годы С.А.Жевакин, советский физик, развивший идею «клапанного механизма» Эддингтона, открыл тот конкретный вариант к-механизма, который ответственен за пульсации переменных звезд многих типов, в частности, цефеид, переменных типа RR Лиры и многих других.
Почему ошибся Э. Хаббл?
Если классические цефеиды такие точные дальномеры, что при определении расстояний даже до далеких галактик погрешность составляет порядка 15-20%, то почему же у Э. Хаббла с туманностью Андромеда она составила 300%?
В 1918 г. Х.Шепли, известный исследователь переменных звезд, ревизовал зависимость период-светимость и включил все повально цефеиды в единую калибровку. (Сегодня мы знаем, что выборка Шепли была неоднородна, и не все эти звезды имеют одинаковую светимость при одинаковом периоде). Так что Хаббл, глядя на классические цефеиды туманности Андромеды, применил к ним совсем не те формулы, какие требовались, отчего и вышла такая систематическая ошибка с расстоянием.
Сколько «ждать у моря погоды»?
Цефеиды разных периодов в галактике NGC 5584 в 70 млн. св. лет.
Фото «Хаббла» в УФ, видимом и ИК-диапазонах.
Периоды классических цефеид зависят не только от их масс, но и от возраста — по мере эволюции цефеиды её период уменьшается: для возраста
10 млн. лет период составляет около 50 суток, а для возраста
100 млн. лет — порядка суток.
Впрочем, данные последних лет показывают, что уменьшение амплитуды пульсаций Полярной резко остановилось около 1993 г., и с тех пор амплитуда изменений ее блеска не меняется.
Определение постоянной Хаббла
Для одного из методов измерения постоянной Хаббла требуется знать расстояния до галактик (эта величина входит в закон Хаббла). На помощь, конечно же, приходят цефеиды. Требуются звезды, расположенные в отрезке от
Изменение блеска одной из цефеид в галактике М100, входящей в состав скопления Девы в 56 млн. св. лет.
На расстояниях превышающих
Калибруют их опять-таки по цефеидам той же галактики, в которой вспыхнула сверхновая.
Галактика UGC 9391 в
Галактика NGC 3021 в 92 млн. св. лет.
Зелёными кружками отмечены цефеиды, красным — место вспышки сверхновой SN 1995al.
На данный момент постоянная Хаббла, измеренная фотометрическими методами с помощью цефеид и сверхновых, наблюдаемых с телескопа «Хаббл» составляет около 73 (км/с)/Мпк (это значит, что если два тела находятся на расстоянии в один миллион парсек (3,2 млн. св. лет), то между ними происходит расширение пространства с таким темпом, что наблюдателю на одном из тел кажется, будто другое тело удаляется от него со скоростью 73 километров в секунду.)
Звезда в десять раз массивнее Солнца и приблизительно в 15 тысяч раз ярче.
Найдены дубликаты
Исследователи космоса
9.9K постов 38.9K подписчика
Правила сообщества
Какие тут могут быть правила, кроме правил установленных самим пикабу 🙂
Прекрасный, редкого качества пост, спасибо! Современной инфы по цефеидам так и не читал до этой статьи, были какие-то обрывки знаний из советской литературы, больше налегал на экзотику вроде упомянутых сверхновых по части «стандартных свечей».
И главное пост без этих надоевших видео
Дочитал. Прекрасная статья!
На хабре это моя статья.
Новый локдаун В Москве
Ответ на пост «Ох-ты-ж-мать-перемать. »
Художественный фильм про Александра Мамкина не снят.
Александр Мамкин летал за линию фронта не за иконой. Он вывозил детей из окруженных фашистами партизанских отрядов. Всего он сделал девять ночных рейсов и вывез 90 человек. А всего в тот момент было вывезено около 200 человек. Ниже-кадр из кинохроники, где заснят Александр Мамкин, забирающий детей из окруженного партизанского отряда:
Последний, девятый полет:
В очередном полёте ночью 11 апреля 1944 года Мамкину предстояло эвакуировать на Большую землю 13 человек — семь детей в кабине штурмана, в специальном грузовом контейнере под фюзеляжем ещё трёх детей и воспитательницу, а в подвешенных под нижними консолями крыла торпедообразных контейнерах — двух тяжелораненых партизан.
На рассвете, подлетая к линии фронта, самолёт был обстрелян зенитками, а над самой линией фронта — атакован немецким ночным перехватчиком: на этот раз осколки снарядов прошили двигатель, и тот загорелся, а лётчик был ранен в голову. Линию фронта тяжелораненый лётчик пересёк, управляя горящим самолётом. Согласно инструкции, ему следовало набрать высоту и покинуть горящую машину с парашютом, но он, имея живых людей на борту, не сделал этого. От загоревшегося мотора пламя добралось до кабины пилота — тлела одежда, плавились шлемофон и лётные очки. Но Мамкин продолжал удерживать в повиновении трудно управляемый самолет, пока не нашел подходящую площадку на берегу озера Болныря уже за линией фронта в расположении частей Красной Армии, где самолёт и совершил посадку, выкатившись на лёд озера. К тому времени прогорела даже перегородка, отделяющая кабину пилота от пассажиров, и на некоторых детях начала тлеть одежда. При аварийной посадке лётчика выбросило из кабины самолёта в снег, и он потерял сознание.
Прибывшие на место посадки бойцы Красной Армии доставили лётчика в госпиталь, но ожоги и ранение были слишком сильны. Через шесть дней, 17 апреля 1944 года, Александр Мамкин скончался в госпитале. Все пассажиры самолета (13 человек) в этом последнем для лётчика рейсе остались живы.