Cefeida

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie

Cefeida je premenná hviezda vykazujúca veľmi dobrý vzťah medzi periódou premenlivosti a absolútnou svietivosťou. Zmeny jasnosti cefeíd vznikajú kvôli pulzovaniu hviezdy. Prototypom cefeíd je hviezda Delta Cephei a medzi cefeidy patrí aj najznámejšia hviezda, Polárka.

Cefeidy pulzujú periodicky a ich perióda je dlhšia ako jeden deň. Možno ich rozdeliť do dvoch skupín: cefeidy I. typu (alebo tiež klasické cefeidy) sa nachádzajú v špirálových ramenách našej Galaxie. Sú to hviezdy pomerne mladé, nadobri spektrálneho typu F až G, a existuje závislosť medzi ich svietivosťou a periódou. Cefeidy typu II nazývané aj premenné hviezdy typu W Virginis sú omnoho staršie, menej masívne a vyskytujú sa v stredových oblastiach a v halu Galaxie, predovšetkým v guľových hviezdokopách. V porovnaní s klasickými cefeidami o rovnakej perióde premennosti sú o 1,5 – 2 mag slabšie. Cefeidy zohrávajú dôležitú úlohu pri určovaní vzdialeností galaxií a to až do vzdialenosti 6,5 milióna svetelných rokov.

Objav[upraviť | upraviť zdroj]

10. septembra 1784 Edward Pigott objavil kolísavosť Eta Aquilae, prvého známeho predstaviteľa triedy premenných cefeíd. Avšak, klasické cefeidy sú pomenované až podľa hviezdy Delta Cephei, ktorej premennosť objavil John Goodrick o niekoľko mesiacov neskôr.

Vzťah perióda-svetelnosť cefeíd objavila Henrietta Swan Leavittová v roku 1908 na prieskume premenných hviezd v Magellanovom mračne. Toto zistenie publikovala v roku 1912 s ďalšími dôkazmi.

Príklady[upraviť | upraviť zdroj]

Niektoré veľmi svetlé cefeidy s premenami svetla, dosť veľké na to, aby sa dali rozlíšiť voľným okom vrátane

tak dobre, ako prototyp

Najznámenšia hviezda, ktorá je cefeidou (a taktiež nabližšia cefeida ku nám) je "Severka"

Jej perióda má asi štyri dni, ale jej svetelné premeny 1% sa nedajú rozlíšiť voľným okom. Jej perióda (a priemerná svetelnosť a magnitúda jej premien) sa zmenili asi vtedy, keď boli namerané; čo je pre cefeidy nezvyčajné správanie.