Класичні цефеїди (також відомі як цефеїди 1-го покоління, цефеїди 1-го типу, або змінні типу Дельти Цефея) — тип змінних зір із класу цефеїд. Це зорі першого покоління, що пульсують із періодами від кількох днів до кількох тижнів. Амплітуда змін їх візуального блиску лежить у межах від кількох десятих зоряної величини до 2 величин.
Існує добре визначена залежність між світністю класичних цефеїд і періодом їхніх пульсацій, що робить їх надійними стандартними свічками для визначення галактичних і міжгалактичних відстаней. Спостереження зір цього типу за допомогою телескопа Габбл дозволили уточнити значення сталої Габбла. Також їх використовують для уточнення численних характеристик галактики Чумацький Шлях, такі як, наприклад, висота Сонця над галактичною площиною й місцева спіральна структура Галактики.
У галактиці Чумацький Шлях відомо близько 800 класичних цефеїд, а їх очікувана кількість перевищує . Також відомо кілька їх тисяч у Магелланових Хмарах та інших галактиках. Телескоп Габбл вирізнив кількадесят класичних цефеїд у галактиці NGC 4603, відстань до якої становить 100 мільйонів світлових років.
Характеристики Маса класичних цефеїд становить від 4 до 20 мас Сонця, а їх світність — приблизно від 1000 до сонячних (у незвичайної зорі V810 Центавра — більш ніж ). Вони можуть належати до спектральних класів F6 — K2 і бути яскравими гігантами або тьмяними надгігантами. Їх радіус лежить у межах від декількох десятків до декількох сотень сонячних. Чим більша світність зорі, тим вона більша й холодніша. Під час пульсацій змінюється й температура поверхні цефеїд, і їхній радіус (наприклад, у довгоперіодичної зорі I Кіля — на 25%), що призводить до зміни блиску на величину до 2m. Змінність помітніша на коротших хвилях.
Цефеїди можуть пульсувати в режимі нормальних коливань, перших обертонів, і рідше — у змішаному режимі. Пульсації на обертонах, вищих за перший, бувають рідко, але становлять значний науковий інтерес. Вважають, що більшість класичних цефеїд пульсують в режимі нормальних коливань, хоча визначити режим за формою кривої блиску нелегко. Зорі, що пульсують на обертонах, мають більший розмір та більшу світність, ніж зорі з таким самим періодом, які пульсують в режимі нормальних коливань.
Зорі, що зараз є класичними цефеїдами, раніше були зорями головної послідовності спектрального класу B (приблизно до B7, можливо, й пізніх підкласів класу O). Масивніші та гарячіші зорі стають яскравішими цефеїдами з довшими періодами. Припускають, що молоді зорі в нашій Галактиці, металічність яких близька до сонячної, до часу досягнення смуги нестабільності втратять так багато речовини, що їх періоди будуть 50 днів або менше. Зорі з нижчою металічністю, наприклад у Магеланових Хмарах, можуть втримати більше речовини й стати яскравішими цефеїдами з довшими періодами. Зорі популяції I із масою понад 20 сонячних, на думку астрономів, ніколи не досягають смуги нестабільності, а отже не стають цефеїдами.
Коли зоря помірної маси вперше залишає головну послідовність, вона перетинає смугу нестабільності дуже стрімко, поки гідрогенова оболонка згоряє. Коли ж у зорі з помірною масою запалюється гелієве ядро, вона описує на діаграмі Герцшпрунга—Рассела «блакитну петлю» й перетинає смугу нестабільності знову, спочатку при переході до вищих температур, а згодом при русі назад, у бік асимптотичного відгалуження гігантів. У деяких випадках зорі можуть перетинати смугу нестабільності вчетверте й уп'яте, коли починає горіти гелієва оболонка. За швидкістю зміни періоду цефеїди, а також за спектральними даними про вміст хімічних елементів, можна визначити вкотре зоря перетинає смугу нестабільності.
Криві блиску
Зазвичай цефеїди мають асиметричні криві блиску зі швидким підняттям до максимуму, після якого йде повільне падіння до мінімуму (наприклад, Дельта Цефея). Це результат розбіжності фаз змін радіусу та температури і ознака того, що зоря пульсує в режимі нормальних коливань — найбільш типовому для цефеїд I типу. В деяких випадках на гладкій кривій блиску з'являється «горбик», де світність повільніше падає або навіть трохи зростає. Вважають, що він виникає через резонанс між нормальними коливаннями й другими обертонами. Найчастіше він буває на ділянці падіння блиску в зір з періодом десь 6 днів (наприклад, Ета Орла). При збільшенні періоду «горбик» переміщується в напрямку максимуму й може спричиняти подвійний максимум або ж зливатися з первинним максимумом у зір з періодом близько 10 днів (наприклад, Мекбуда). У зір з довшими періодами «горбик» може лежати на ділянці підняття блиску (наприклад X Лебедя), але якщо період довший від 20 днів, то резонанс зникає.
Невелика частка класичних цефеїд мають майже симетричні синусоїдальні криві блиску. Їх називають s-цефеїдами. Зазвичай вони мають менші амплітуди й часто короткі періоди. Гадають, що більшість з них пульсує на першому (наприклад, X Стрільця) або вищих обертонах, хоча подібну форму кривої блиску мають і деякі незвичні зорі, що, найімовірніше, пульсують на основному тоні (приміром, S Лисички). Очікують, що в нашій Галактиці пульсатори на перших обертонах мають лише короткі періоди, а в галактиках із меншою металічністю (наприклад, Магеланових Хмарах) можуть мати дещо довші. Також у Магеланових Хмарах частіше трапляються пульсатори на вищих обертонах і цефеїди, що пульсують на двох обертонах одночасно. Вони зазвичай мають дещо неправильні криві блиску з низькими амплітудами.
Відкриття
10 вересня 1784 року Едвард Піґотт помітив змінність Ети Орла, першої відомої представниці класичних цефеїд. Однак своєю назвою цей клас зір завдячує Дельті Цефея, змінність якої відкрив Джон Ґудрайк через кілька місяців. Дельта Цефея також є важливим калібратором співвідношення між періодом і світністю, оскільки відстань до неї є однією з найточніше визначених з-поміж інших цефеїд. Точно встановити відстань допомогла її належність до складу зоряного скупчення<ref name=dezeeuw1999></ref>, а також точні вимірювання її паралакса телескопами Габбл та Гіппаркос.
Залежність між періодом і світністю
Світність класичних цефеїд тісно пов'язана з їх періодом змінності. Чим довший період пульсацій, тим яскравіша зоря. Залежність між періодом та світністю класичних цефеїд відкрила Генрієтта Свон Лівітт 1908 року, коли досліджувала тисячі зір у Магелланових Хмарах. Вона опублікувала цю роботу 1912 року. Якщо відома залежність світності від періоду, то можна для цефеїди з відомим періодом встановити світність. Потім можна знайти до неї відстань за видимою зоряною величиною. Впродовж ХХ століття відношення між періодом та світністю калібрували багато астрономів, починаючи з Ейнара Герцшпрунга. Однак калібрування було досить складним завданням. Цю задачу в межах галактики вдалось вирішити 2007 року, використавши точні HST-паралакси для 10 близьких цефеїд. Крім того, 2008 року астрономи Європейської південної обсерваторії обчислили з точністю в межах 1% відстань до цефеїди RS Корми, використовуючи відбиття її світла від туманності, де вона розташована. Але цей результат став предметом жвавих дискусій.
За спостереженнями тригонометричного паралакса 10 близьких цефеїд, зробленими телескопом «Габбл», встановлено таку залежність їх абсолютної величини від періоду:
де — період у добах. Відстань до класичних цефеїд () можна розрахувати за такими рівняннями:
або
де та — видимі зоряні величини в ближньому інфрачервоному та видимому діапазоні відповідно.
Похибки визначення відстані за цефеїдами Головні джерела похибки для відстані, визначеної за цефеїдами, — відмінність залежності світності від періоду у різних фотометричних смугах, вплив металічності на нульову точку та нахил кривої цієї залежності, а також домішки світла від сторонніх джерел та проблематичність визначення величини міжзоряного поглинання світла на таких відстанях. Всі ці проблеми активно досліджуються.
Ця похибка призводить до низької точності визначення сталої Габбла, оцінки якої варіюють від 60 до 80 (км/с)/Мпк. Уточнення її значення — одна з найактуальніших задач астрономії, оскільки від цього залежить точність визначення інших космологічних параметрів Всесвіту.
Приклади Серед цефеїд є яскраві зорі, змінність яких легко спостерігати неозброєним оком, зокрема, Дельта Цефея, Ета Орла, Дзета Близнят та Бета Золотої Риби. Найближчою класичною цефеїдою є Полярна зоря, хоча точна відстань до неї дискусійна.
НазваСузір'яВідкриттяМаксимальна видима величина (mV)Мінімальна видима величина (mV)Період (доби)Спектральний класПримітка η Aql Орел Едвард Піґотт, 1784 3m,48 4m,39 07,17664 F6 Ibv FF Aql Орел 5m,18 5m,68 04,47 F5Ia—F8Ia TT Aql Орел 6m,46 7m,7 13,7546 F6—G5 U Aql Орел 6m,08 6m,86 07,02393 F5I-II—G1 T Ant Насос 5m,00 5m,82 05,898 G5 Можливо, має невидиму компоненту. Раніше вважалася цефеїдою II типу. RT Aur Візничий 5m,00 5m,82 03,73 F8Ibv l Car Кіль 3m,28 4m,18 35,53584 G5 Iab/Ib δ Cep Цефей Джон Ґудрайк, 1784 3m,48 4m,37 05,36634 F5Ib—G2Ib Подвійна зоря, подвійність якої видно в бінокль. AX Cir Циркуль 5m,65 6m,09 05,273268 F2—G2II Спектрально-подвійна зоря з супутником класу B6 із масою 5 сонячних. BP Cir Циркуль 7m,31 7m,71 02,39810 F2/3II—F6 Спектрально-подвійна зоря з супутником класу B6 із масою 4,7 сонячних. BG Cru Південний Хрест 5m,34 5m,58 03,3428 F5Ib—G0p R Cru Південний Хрест 6m,40 7m,23 05,82575 F7Ib/II S Cru Південний Хрест 6m,22 6m,92 04,68997 F6—G1Ib-II T Cru Південний Хрест 6m,32 6m,83 06,73331 F6—G2Ib X Cyg Лебідь 5m,85 6m,91 16,38633 G8Ib SU Cyg Лебідь 6m,44 7m,22 03,84555 F2—G0I-II β Dor Золота Риба 3m,46 4m,08 09,8426 F4—G4Ia-II ζ Gem Близнята 3m,62 4m,18 10,15073 F7Ib—G3Ib R Mus Муха 5m,93 6m,73 07,51 F7Ib—G2 S Mus Муха 5m,89 6m,49 09,66007 F6Ib—G0 S Nor Косинець 6m,12 6m,77 09,75411 F8—G0Ib Найяскравіша зоря розсіяного скупчення NGC 6087 QZ Nor Косинець 8m,71 9m,03 03,786008 F6I У розсіяному скупченні NGC 6067 V340 Nor Косинець 8m,26 8m,60 11,2888 G0Ib У розсіяному скупченні NGC 6067 V378 Nor Косинець 6m,21 6m,23 03,5850 G8Ib BF Oph Змієносець 6m,93 7m,71 04,06775 F8—K2 RS Pup Корма 6m,52 7m,67 41,3876 F8Iab S Sge Стріла John Ellard Gore, 1885 5m,24 6m,04 08,382086 F6Ib—G5Ib U Sgr Стрілець (у скупченні M25) 6m,28 7m,15 06,74523 G1Ib W Sgr Стрілець 4m,29 5m,14 07,59503 F4—G2Ib Утворює оптично-подвійну з γ Sgr X Sgr Стрілець 4m,20 4m,90 07,01283 F5—G2II V636 Sco Скорпіон 6m,40 6m,92 06,79671 F7/8Ib/II—G5 R TrA Південний Трикутник 6m,4 6m,9 03,389 F7Ib/II S TrA Південний Трикутник 6m,1 6m,8 06,323 F6II—G2 α UMi (Полярна зоря) Мала Ведмедиця 1m,86 2m,13 03,9696 F8Ib або F8II AH Vel Вітрила 5m,5 5m,89 04,227171 F7Ib-II T Vul Лисичка 5m,41 6m,09 04,435462 F5Ib—G0Ib
Див. також Змінні типу W Діви Змінні типу RR Ліри
Примітки
Посилання The Cepheid Distance Scale: A History, by Nick Allen McMaster Cepheid Photometry and Radial Velocity Data Archive American Association of Variable Star Observers OGLE Atlas of Variable Star Light Curves — Classical Cepheids