Cefeide clasice

Acestea sunt cunoscute și sub denumirile de cefeide de populația I, cefeide de tip I sau variabile Delta Cephei. Sunt stele variabile de populația I ce prezintă perioade de pulsare, de la câteva zile la câteva luni, pe parcursul cărora razele lor suferă modificări de câteva milioane de kilometri. Comparându-le cu Soarele nostru, aceste stele sunt de 4-20 ori mai masive și de până la 100.000 ori mai luminoase. Conform clasificării stelare, sunt supergigante galbene de tip spectral F6-K2. Prima stea de acest tip a fost Eta Aquilae, descoperită pe 10 septembrie 1784 de către Edward Pigott.

st_etaaqlObservațiile cefeidelor clasice realizate cu ajutorul telescopului spațial Hubble (TSH) au stabilit limitări ale legii lui Hubble și au fost, de asemenea, utilizate la elucidarea multor caracteristici ale galaxiei noastre, cum ar fi înălțimea Soarelui deasupra planului galactic sau structura spirală a Galaxiei (galaxiei noastre, Calea Lactee, i se spune adesea „Galaxia”). Astăzi sunt cunoscute nu mai puțin de 700 de cefeide clasice în Galaxie, numărul lor fiind

Constelația Aquila (Vulturul) © spiff                de câteva mii în tot Universul.

Există o relație directă între perioada de pulsare a unei cefeide și luminozitatea acesteia, lucru ce servește la calcularea distanțelor galactice și extragalactice. Ea a fost descoperită în 1908 de către Henrietta Swan Leavitt, după o analiză a mii de stele variabile din Norii lui Magellan. Cu cât o stea este mai luminoasă, cu atât perioada sa de pulsare este mai îndelungată. Știind perioada unei cefeide (cunoscută prin observații) îi putem, astfel, afla luminozitatea. Apoi, inserăm valoarea luminozității și a strălucirii aparente în relația distanței ( vezi „distance modulus”), pentru a determina distanța dintre noi și respectiva stea cefeidă.

Magellanic-Clouds-18g9xsf

Norii lui Magellan © Cornell 

Următoarea relație dintre perioada în zile, P, a unei stele cefeide de populația I și magnitudinea absolută medie a sa, Mv a fost stabilită cu precizie de TSH folosind paralaxele a zece cefeide din apropiere:

Mv = (-2,43 ± 0,12)(lgP – 1) – (4,05 ± 0,02)

Printre cefeidele clasice ale căror variații în strălucire se pot observa cu ochiul liber se numără  Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus și Delta Cephei. De asemenea, cea mai apropiată cefeidă clasică este Steaua Nordului (Polaris).

cephd

Variația în stălucire a a stelei Delta Cephei © hyperphysics

Delta Cephei a fost una din stelele studiate de Henrietta Swan Leavitt. Pe lângă existența unei variații în strălucire, analiza spectrului acestei stele sugerează că viteza orbitei are o valoare de aproximativ 20 km/s, că temperatura stelei oscilează între 5500 K și 6600 K, precum și că diametrul ei suferă o modificare de 15% la fiecare ciclu.

Anunțuri

Stele cefeide – introducere

Stelele cefeide reprezintă o clasă de stele având strălucire variabilă, cu o perioadă de 1-150 de zile. Ele au fost stele foarte luminoase, masive și extrem de fierbinți ce și-au folosit combustibilul repede, fapt ce le-a situat într-o continuă stare de pulsare. În funcție de masă, vârstă și evoluție, stelele cefeide au fost clasificate în următoarele categorii: cefeide clasice, cefeide de tip II, cefeide neregulate și cefeide pitice. Termenul de „cefeidă” își are originea în numele stelei binare Delta Cephei din constelația Cefeu, observată în 1784 de către John Goodricke la câteva luni după descoperirea stelelor cu strălucire variabilă.

1280px-Standard_Candle_in_the_WindDelta Cephei © Spitzer