Cefeida
Cefeidy jsou typem velmi svítivých proměnných hvězd. Mezi svítivostí cefeid a periodou pulzací existuje silný přímý vztah. Díky tomu jsou cefeidy důležitými standardními svíčkami pro galaktické a extragalaktické vzdálenostní stupnice.
Proměnné cefeidy se dělí do několika podtříd, které se zřetelně liší hmotností, stářím a historií vývoje:
- Klasické cefeidy
- Cefeidy typu II
- Anomální cefeidy
- Trpasličí cefeidy
První známou cefeidou byla Delta Cephei v souhvězdí Cefea, kterou objevil John Goodricke v roce 1784. Delta Cephei má velký význam, protože její vzdálenost je velmi dobře známa, mimo jiné díky tomu, že se nachází ve hvězdokupě, a díky přesným paralaxám Hubbleova vesmírného dalekohledu/Hipparcosu.
Třídy
Klasické cefeidy
Klasické cefeidy (známé také jako cefeidy populace I, cefeidy typu I nebo proměnné Delta Cephei) pulzují s velmi pravidelnými periodami v řádu dnů až měsíců. Klasické cefeidy jsou mladé proměnné hvězdy populace I, které jsou 4-20krát hmotnější než Slunce a až 100 000krát svítivější. Cefeidy jsou žlutí veleobři spektrální třídy F6 - K2. Při pulzacích se jejich poloměry mění o ~ 25 %. U I Carinae s delší periodou to znamená miliony kilometrů za jeden pulzační cyklus.
Cefeidy typu II
Cefeidy II. typu (označované také jako cefeidy II. populace) jsou proměnné hvězdy II. populace, které pulzují s periodou mezi 1 a 50 dny. Cefeidy typu II jsou typicky objekty chudé na kovy, staré (~10 giga let) a s nízkou hmotností (~polovina hmotnosti Slunce). Cefeidy typu II se dělí do několika podskupin podle periody.
Cefeidy typu II se používají k určení vzdálenosti od galaktického středu Mléčné dráhy, kulových hvězdokup a galaxií.
Anomální cefeidy
Skupina pulzujících hvězd na pásu nestability má periody kratší než 2 dny, podobně jako proměnné RR Lyrae, ale s vyšší svítivostí. Anomální proměnné cefeidy mají hmotnosti vyšší než cefeidy typu II, proměnné RR Lyrae a naše Slunce. Není jasné, zda se jedná o mladé hvězdy na "obrácené" horizontální větvi, modré opozdilce vzniklé přenosem hmoty ve dvojhvězdných systémech, nebo o kombinaci obojího.
Dvoumódové cefeidy
U malé části proměnných cefeid byla pozorována pulzace ve dvou módech současně, obvykle v základním a prvním overtonu, příležitostně i v druhém overtonu. Velmi malý počet pulzuje ve třech módech nebo v neobvyklé kombinaci módů včetně vyšších overtonů.
Otázky a odpovědi
Otázka: Co jsou to cefeidy?
Odpověď: Cefeidy jsou typem velmi svítivých proměnných hvězd.
Otázka: Jaký je vztah mezi svítivostí cefeid a jejich pulzační periodou?
Odpověď: Mezi svítivostí cefeid a jejich pulzační periodou existuje silný přímý vztah.
Otázka: Proč jsou cefeidy důležitými standardními svíčkami pro galaktické a extragalaktické vzdálenostní stupnice?
Odpověď: Cefeidy jsou důležitými standardními svíčkami pro galaktické a extragalaktické vzdálenostní stupnice, protože mají vztah mezi svítivostí a pulzační periodou.
Otázka: Do jakých podtříd se dělí proměnné cefeidy?
Odpověď: Proměnné cefeidy se dělí na klasické cefeidy, cefeidy typu II, anomální cefeidy a trpasličí cefeidy.
Otázka: Kdo objevil první známou cefeidu?
A: První známou cefeidu, Delta Cephei, objevil John Goodricke v souhvězdí Cefea v roce 1784.
Otázka: Proč má Delta Cefei velký význam?
Odpověď: Delta Cephei má velký význam, protože její vzdálenost je velmi dobře známa, mimo jiné díky tomu, že se nachází ve hvězdokupě, a díky přesným paralaxám Hubbleova vesmírného dalekohledu/Hipparcosu.
Otázka: Jakým způsobem lze měřit rychlost rozpínání vesmíru?
Odpověď: Cefeidy jsou jedním ze dvou způsobů, jak lze měřit rychlost rozpínání vesmíru.
