Просмотр кода страницы Цефеиды

'''Цефеи́ды''' — класс [[Переменная звезда#Пульсирующие переменные звёзды|пульсирующих переменных звёзд]], прототипом которых стала [[Дельта Цефея|δ Цефея]]. Цефеиды являются [[Жёлтый гигант|жёлтыми гигантами]] и [[Жёлтый сверхгигант|сверхгигантами]], среди переменных звёзд они выделяются хорошо изученной [[зависимость период — светимость|зависимостью между периодом и светимостью]]. Благодаря этой зависимости и высокой светимости цефеиды используются как [[Стандартная свеча|стандартные свечи]] — по наблюдениям цефеид определяются расстояния до удалённых объектов, в том числе и до других галактик, а в начале XX века с их помощью было доказано существование объектов вне [[Млечный Путь|Млечного Пути]] и был открыт [[закон Хаббла]].

Цефеиды делятся на два основных класса — [[классические цефеиды]] и [[цефеиды II типа]], которые также неоднородны и делятся на подклассы. Звёзды этих классов сильно различаются массами и возрастами, находятся на разных стадиях [[Звёздная эволюция|эволюции]] и принадлежат различным [[Звёздное население|звёздным популяциям]], а также имеют разные зависимости между периодом и светимостью. Тем не менее, разница в периодах и светимостях между классами не так велика, и выделены они были только в 1952 году. Кроме того, механизм пульсаций у всех цефеид одинаков<ref name="majaess2009">{{статья|автор=Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J.|заглавие=Characteristics of the Galaxy according to Cepheids|год=2009|язык=en|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|издательство=[[Oxford University Press]]|тип=journal|том=398|страницы=263—270|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x|bibcode=2009MNRAS.398..263M|arxiv=0903.4206}}</ref><ref name=":0">{{публикация|книга|часть=Цефеиды |часть ответственный=[[Ефремов, Юрий Николаевич|Ефремов Ю. Н.]] |заглавие=Физика космоса: Маленькая энциклопедия |год=1986 |ответственный=Редкол.: [[Сюняев, Рашид Алиевич|Р. А. Сюняев]] (гл. ред.) и др |издание=2-е изд |место=М. |издательство=[[Советская энциклопедия (издательство)|Советская энциклопедия]] |тираж=70000 |страницы=710—712|ссылка часть=http://www.astronet.ru/db/msg/1188283}}</ref><ref name=":1" />. Он называется [[каппа-механизм]]ом, и его принцип схож с [[Тепловой двигатель|тепловым двигателем]], где роль клапана играет слой ионизированного гелия.

== Характеристики ==
[[Файл:Delta Cephei lightcurve.jpg|справа|мини|Кривая блеска [[Дельта Цефея|Дельты Цефея]] — прототипа классических цефеид]]
[[Файл:Kappa Pavonis TESS lightcurve.png|справа|мини|Кривая блеска [[Каппа Павлина|Каппы Павлина]] — цефеиды типа II]]
Цефеиды являются [[Звезда-гигант|гигантами]] и [[сверхгигант]]ами [[Спектральные классы звёзд|спектральных классов]] F, G и раннего K. Их блеск изменяется с амплитудой в 1—2<sup>[[Звёздная величина|m]]</sup>, а спектральный класс — от F5—F8 в максимуме до F7—K1 в минимуме. Максимумы блеска, температуры и скорости расширения цефеид совпадают, однако не приходятся ни на максимум, ни на минимум радиуса. Кривые блеска цефеид отличаются довольно быстрым ростом яркости и более медленным спадом<ref name=":1">{{Cite web|lang=|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_2.html|title=Переменные звёзды|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое Наследие|subtitle=Классические цефеиды. Типы по ОКПЗ: DCEP, DCEPS, CEP(B)|date=|publisher=|accessdate=2020-07-15|archive-date=2012-01-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20120128060323/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_2.html|url-status=live}}</ref><ref name=":02">{{Книга|автор=Кононович Э.В., Мороз В.И.|заглавие=Общий курс астрономии|ответственный=|год=2004|издание=2-е, исправленное|место=|издательство=УРСС|страницы=402—403|страниц=544|isbn=5-354-00866-2}}</ref><ref name=":11">{{Книга|ссылка=https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC&hl=ru|автор=Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner|заглавие=Fundamental Astronomy|ответственный=|год=2007|издание=|место=|издательство=Springer|страницы=249—254, 282|страниц=510|isbn=978-3-540-00179-9}}</ref>.

Характерные периоды пульсаций хорошо изученных цефеид составляют от 1 до 45 суток, но встречаются цефеиды и с более длительными периодами пульсаций. В [[Млечный Путь|нашей Галактике]] встречаются объекты с периодом в 125 суток (хотя их принадлежность к классическим цефеидам не подтверждена), а в других галактиках известны объекты с периодами более 200 суток, имеющие все признаки цефеид<ref name=":1" /><ref name=":02" />.

Кривые блеска [[переменные типа RR Лиры|переменных звёзд типа RR Лиры]] имеют некоторое сходство с кривыми блеска цефеид, и по этой причине в прошлом для звёзд типа RR Лиры применялся термин «короткопериодические цефеиды». Однако между цефеидами и звёздами типа RR Лиры есть и более фундаментальные физические различия, кроме периодов, поэтому такой термин считается некорректным и больше не используется<ref>{{Cite web|lang=|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_5.html|title=Переменные звёзды|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое Наследие|subtitle=Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B)|date=|publisher=|accessdate=2020-07-15|archive-date=2021-02-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20210203051024/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_5.html|url-status=live}}</ref>.

Первые цефеиды были открыты в 1783 и 1784 годах: [[Пиготт, Эдуард|Эдуард Пиготт]] открыл [[Переменная звезда|переменность блеска со временем]] у [[Эта Орла|η Орла]], а в 1784 [[Джон Гудрайк]] — у [[Дельта Цефея|δ Цефея]]<ref name=":0" />.

=== Классификация ===
Большинство цефеид можно отнести к одному из двух типов: к [[классические цефеиды|классическим цефеидам]], которые принадлежат плоской подсистеме [[Млечный Путь|Галактики]] и относятся к [[Население I|звёздному населению I]], либо к [[цефеиды II типа|цефеидам II типа]], которые относятся к [[Сферическая подсистема Галактики|сферической подсистеме]] Галактики и [[население II|населению II]]. Такое деление цефеид на два основных класса ввёл [[Бааде, Вальтер|Вальтер Бааде]] в 1952 году. Он обнаружил, что цефеиды не подчиняются единой [[Зависимость период — светимость|зависимости период — светимость]] и выяснил, что некоторые определённые на тот момент с помощью такого метода расстояния оказались ошибочными: к примеру, оказалось, что оценка расстояния до [[Галактика Андромеды|Галактики Андромеды]] была занижена вдвое<ref name=":0" /><ref name=":1" /><ref>{{Книга|ссылка=https://books.google.ru/books?id=v0RYDwAAQBAJ&pg=PT332&lpg=PT332&dq=%D0%B2%D0%B0%D0%BB%D1%8C%D1%82%D0%B5%D1%80+%D0%B1%D0%B0%D0%B0%D0%B4%D0%B5+%D1%86%D0%B5%D1%84%D0%B5%D0%B8%D0%B4%D1%8B+II+%D1%82%D0%B8%D0%BF%D0%B0&source=bl&ots=tu0WGPo5Rn&sig=ACfU3U3ifT0NEbVHtOYcuyr5wBTrAIZE4A&hl=ru&sa=X&ved=2ahUKEwjP5PqN24PqAhXoo4sKHfarAk8Q6AEwAXoECAkQAQ#v=onepage&q=%D0%B2%D0%B0%D0%BB%D1%8C%D1%82%D0%B5%D1%80%20%D0%B1%D0%B0%D0%B0%D0%B4%D0%B5%20%D1%86%D0%B5%D1%84%D0%B5%D0%B8%D0%B4%D1%8B%20II%20%D1%82%D0%B8%D0%BF%D0%B0&f=false|автор=И.Стюарт|заглавие=Математика космоса: Как современная наука расшифровывает Вселенную|ответственный=|год=2018|издание=|место=|издательство=|страницы=332|страниц=542|isbn=9785961452280}}</ref>.

==== Классические цефеиды ====
[[Классические цефеиды]] — молодые звёзды [[Население I|населения I]], которые концентрируются в плоской подсистеме Галактики и, как правило, встречаются в [[Рассеянные звёздные скопления|рассеянных звёздных скоплениях]]. Эти цефеиды имеют массы 3—18 {{Mo}}, [[Абсолютная звёздная величина|абсолютные звёздные величины]] от −0,5<sup>m</sup> до −6<sup>m</sup> и периоды, чаще всего лежащие в интервале 5—10 суток<ref name=":4">{{Cite web|lang=|url=https://web.njit.edu/~gary/321/Lecture16.html|title=Pulsating and Variable Stars|author=Dale E. Gary|website=New Jersey's Science & Technology University|date=|publisher=|accessdate=2020-07-15|archive-date=2021-04-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210413222935/https://web.njit.edu/~gary/321/Lecture16.html|url-status=live}}</ref>, а их возраст составляет 50—300 миллионов лет. На начальных стадиях эволюции, когда эти звёзды находились на [[Главная последовательность|главной последовательности]], они имели [[Спектральные классы звёзд|спектральный класс B]]. Этот тип цефеид хорошо изучен и имеет достаточно точно определённую [[зависимость период — светимость]]{{Переход|Связь периода и светимости}}, и, как правило, используется для определения расстояний{{Переход|#Значение для астрономии}}<ref name=":1" /><ref name=":02" /><ref name=":3" /><ref name="wallerstein02">{{статья|автор=Wallerstein, George|заглавие=The Cepheids of Population II and Related Stars|год=2002|язык=en|издание=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific|The Publications of the Astronomical Society of the Pacific]]|тип=journal|том=114|номер=797|страницы=689—699|doi=10.1086/341698|bibcode=2002PASP..114..689W}}</ref><ref name="so08">{{статья|автор=Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R.|заглавие=The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II.Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud|год=2008|язык=en|издание={{Нп3|Acta Astronomica}}|тип=journal|том=58|страницы=293|bibcode=2008AcA....58..293S|arxiv=0811.3636}}</ref>.

У классических цефеид с периодами 6—20 суток в их кривых блеска обнаруживается небольшой скачок во время падения яркости, который у цефеид с периодами около 10 суток находится близко к максимуму блеска, что может привести к наличию двух максимумов. Объясняют это явление либо пульсацией в двух периодах с резонансом 1:2, либо эхом от самих пульсаций. В английской литературе такие цефеиды носят название {{lang-en2|bump cepheids}} (буквально «ударные цефеиды»)<ref name=":5">{{Cite web|lang=|url=https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/Cepheid_variable.html|title=Cepheid variable|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|accessdate=2020-07-15|archive-date=2019-12-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20191220150525/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/Cepheid_variable.html|url-status=live}}</ref><ref name=":6">{{Cite web|lang=|url=http://ogle.astrouw.edu.pl/atlas/classical_Cepheids.html|title=Classical Cepheids|author=|website=OGLE Atlas of Variable Star Light Curves|date=|publisher=|accessdate=2020-07-15|archive-date=2018-09-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20180910014844/http://ogle.astrouw.edu.pl/atlas/classical_Cepheids.html|url-status=live}}</ref>.

Примерами классических цефеид являются [[Эта Орла|η Орла]] и [[Дельта Цефея|δ Цефея]] — первые из открытых цефеид вообще, а также [[Полярная звезда]] — последняя является ближайшей к Земле цефеидой, однако её блеск изменяется лишь в диапазоне 0,06<sup>m</sup><ref name=":3" /><ref name=":5" />.

==== Цефеиды типа II ====
[[Цефеиды II типа|Цефеиды типа II]] — старые звёзды [[Население II|населения II]], принадлежащие [[Сферическая подсистема Галактики|сферической подсистеме Галактики]]. Они встречаются в основном в [[Шаровое звёздное скопление|шаровых звёздных скоплениях]] и подчиняются иной [[Зависимость период — светимость|зависимости период — светимость]], нежели классические цефеиды: при одинаковых периодах цефеиды типа II на 1,5<sup>[[Звёздная величина|m]]</sup> — то есть приблизительно в 4 раза — тусклее, чем классические цефеиды<ref name=":02" />. [[Абсолютная звёздная величина|Абсолютные звёздные величины]] таких звёзд лежит в диапазоне от 0<sup>m</sup> до −3<sup>m</sup>, а периоды чаще всего составляют 12—28 суток<ref name=":4" />. Массы цефеид типа II измерялись только косвенно, по их пульсациям, и считается, что они лежат в диапазоне 0,5—0,8 {{Mo}}<ref name="harris">{{статья|автор=Harris, Hugh C.; Welch, Douglas L.|заглавие=The Binary Type II Cepheids IX CAS and TX Del|год=1989|язык=en|издание=[[The Astronomical Journal|Astronomical Journal]]|тип=journal|месяц=9|том=98|страницы=981|doi=10.1086/115190|bibcode=1989AJ.....98..981H}}</ref>. Возраст таких цефеид составляет более 10 миллиардов лет<ref name=":1" /><ref name=":02" /><ref>{{Cite web|lang=|url=https://www.astrofisicamas.cl/en/nuestra-investigacion-cefeidas-de-tipo-ii-indicadores-de-distancia-usando-series-temporales-del-relevamiento-vvv/|title=Our Research: Type II Cepheids as distance indicators with VVV time series|author=|website=Instituto Milenio de Astrofisika|date=|publisher=|accessdate=2020-07-15|archive-date=2020-07-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20200715010826/https://www.astrofisicamas.cl/en/nuestra-investigacion-cefeidas-de-tipo-ii-indicadores-de-distancia-usando-series-temporales-del-relevamiento-vvv/|url-status=live}}</ref>.

Цефеиды типа II делятся на 3 подкласса<ref name="wallerstein02" /><ref name="so08" /><ref name=":5" />:
* [[переменные типа BL Геркулеса]] — с периодами от 1 до 5—8 суток,
* [[Переменная типа W Девы|переменные типа W Девы]] — с периодами 10—20 суток,
* [[переменные типа RV Тельца]] — с периодами более 20 суток. Кроме большего периода, звёзды этого подкласса выделяются неправильной формой кривых блеска и иногда рассматриваются как промежуточный тип звёзд между цефеидами и [[мирида]]ми. Этот подкласс, в свою очередь, делится на два подтипа<ref name=":7">{{Cite web|lang=|url=https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/RV_Tauri_star.html|title=RV Tauri star|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|accessdate=2020-07-15|archive-date=2020-07-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20200714202416/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/RV_Tauri_star.html|url-status=live}}</ref>:
** RVa — средняя за период светимость звезды постоянна,
** RVb — средняя за период светимость меняется с периодом в 600—1500 суток.

В прошлом, когда цефеиды II типа ещё не делили на подклассы, термины «переменные типа W Девы» и «цефеиды типа II» были взаимозаменяемы. Разделение же было введено на основании того, что звёзды разных подклассов находятся на разных стадиях [[Звёздная эволюция|звёздной эволюции]]{{Переход|Цефеиды как стадия эволюции}}<ref name="wallerstein02" /><ref name="so08" />.

Примерами цефеид типа II могут служить прототипы каждого из трёх подклассов: [[BL Геркулеса]], [[W Девы]] и [[RV Тельца]]<ref name=":5" /><ref name=":7" />.

==== Аномальные цефеиды ====
Кроме двух основных типов, известны так называемые «аномальные цефеиды»: они встречаются в карликовых сфероидальных галактиках и имеют светимости и периоды, соответствующие промежуточным значениям между цефеидами I типа и II типа. Прототипом для этого класса стала звезда [[BL Волопаса]], и, соответственно, такие звёзды стали называться [[Переменная типа BL Волопаса|переменными типа BL Волопаса]]. Предполагается, что такие объекты имеют массы порядка 1,5 {{Mo}}<ref name="so08" /><ref>{{Cite web|lang=|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_6.html|title=Переменные звёзды|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое Наследие|subtitle=Цефеиды сферической составляющей. Типы по ОКПЗ: CWA, CWB, BLBOO|date=|publisher=|accessdate=2020-07-15|archive-date=2021-09-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20210925110943/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_6.html|url-status=live}}</ref>. Термин «аномальные цефеиды» использовался для описания цефеид типа W Девы короткое время после их открытия, однако сейчас в таком значении не применяется<ref name=":1" />.

==== Бимодальные цефеиды ====
Би- и мультимодальные цефеиды — звёзды, пульсирующие в двух или более различных периодах. Если периоды близки, то в пульсациях цефеид возникают [[биения]]. Около половины цефеид с периодами от 2 до 4 суток являются бимодальными<ref name=":5" /><ref name=":6" /><ref>{{Cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/varstars/sect/300000355?lang=1|title=Публикации|author=|website=Журнал "Переменные звёзды"|date=|publisher=[[Астронет]]|accessdate=2020-07-15|archive-date=2020-07-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20200714223316/http://www.astronet.ru/db/varstars/sect/300000355?lang=1|url-status=live}}</ref><ref>{{Cite web|lang=|url=https://www.oxfordreference.com/view/10.1093/oi/authority.20110803095453793|title=Beat Cepheid|author=|website=Oxford Reference|date=|publisher=|accessdate=2020-07-15|archive-date=2020-07-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20200714232335/https://www.oxfordreference.com/view/10.1093/oi/authority.20110803095453793|url-status=live}}</ref>.

=== Связь периода и светимости ===
{| class="wikitable" style="float:left; margin-right:1em; clear:left"
|+Значения параметров <math>\alpha,\ \beta</math>''<ref name=":1" />''
![[Фотометрическая система|Спектральный<br>диапазон]]
!<math>\alpha</math>
!<math>\beta</math>
|-
|B
|−2,40
|−0,73
|-
|V
|−2,87
|−1,01
|-
|R<sub>C</sub>
|−2,97
|−1,30
|-
|R
|−3,13
|−1,32
|-
|I<sub>C</sub>
|−3,07
|−1,46
|-
|I
|−3,18
|−1,60
|-
|J
|−3,37
|−1,69
|-
|H
|−3,52
|−1,85
|-
|K
|−3,52
|−1,94
|}

[[Файл:Period-Luminosity Relation for Cepheids-ru.svg|thumb|Зависимость период — светимость для цефеид двух типов|альт=|250x250пкс]]В 1908 году [[Ливитт, Генриетта Суон|Генриетта Ливитт]] открыла зависимость между периодом изменения блеска и светимостью цефеид в [[Магеллановы Облака|Магеллановых Облаках]]. Звёзды там заведомо находились на одном расстоянии, а значит, их светимости можно было сравнивать напрямую<ref>{{статья|ссылка=|автор=[[Генриетта Ливитт]]|заглавие=1777 variables in the Magellanic Clouds|год=1908|язык=|издание=Annals of Harvard College Observatory|тип=|месяц=|число=|том=60|номер=|страницы=87|issn=|bibcode=1908AnHar..60...87L}}</ref>. В 1913 году [[Герцшпрунг, Эйнар|Эйнар Герцшпрунг]] установил, что цефеиды в Магеллановых Облаках — такие же, как и в окрестностях [[Солнце|Солнца]], и открытая прежде зависимость периода и светимости везде одинакова<ref name=":0" />. Тогда же Герцшпрунг ввёл само обозначение «цефеида» — по названию звезды [[Дельта Цефея|δ Цефея]]<ref name="fernie1969">{{статья|автор=Fernie, J.D.|заглавие=The Period–Luminosity Relation: A Historical Review|год=1969|язык=en|издание=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]]|тип=journal|месяц=12|том=81|номер=483|страницы=707|doi=10.1086/128847|bibcode=1969PASP...81..707F}}</ref>.

С тех пор параметры зависимости неоднократно уточнялись. В 1997 году эмпирически, на основании данных [[Hipparcos]] была получена следующая формула для классических цефеид:

: <math>M_v = -2{,}81 \lg(P) - (1{,}43 \pm 0{,}1),</math>

где <math>M_v</math> — средняя [[абсолютная звёздная величина]] в [[Фотометрическая система UBV|спектральном диапазоне V]], а <math>P</math> — период пульсаций в сутках<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.286L...1F/abstract|автор=Feast, M. W.; Catchpole, R. M.|заглавие=The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes|год=1997|язык=en|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|тип=|месяц=|число=|том=286|номер=1|страницы=L1—L5|issn=|archivedate=2021-04-04|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210404030726/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.286L...1F/abstract}}</ref>.

Кроме того, в 1996 году были получены зависимости для различных спектральных диапазонов, имеющие схожий вид:

: <math>M = \alpha \lg(P) + \beta,</math>

где <math>\alpha,\ \beta</math> — некоторые числовые параметры, для разных спектральных диапазонов принимающие значения, приведённые в таблице<ref name=":1" /><ref name=":02" />.

Между тем, даже при достаточно точных данных звёздные величины и периоды не идеально укладываются в вышеуказанную зависимость. На неё влияет также положение цефеиды на [[Полоса нестабильности|полосе нестабильности]]{{переход|Цефеиды как стадия эволюции}}, которое может быть выражено [[Показатель цвета|показателем цвета]]. В 2007 году была предложена следующая формула, использующая показатель цвета <math>V - I</math><ref name=":3">{{Cite web|lang=|url=https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1504/1504.02713.pdf|title=The Secret Lives of Cepheids|author=Scott Gerard|website=|date=2014|pages=|publisher=Villanova University|accessdate=2020-07-15|archive-date=2020-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20200713180853/https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1504/1504.02713.pdf|url-status=live}}</ref>:

: <math>M = -2{,}58 - 3{,}288(\pm 0{,}151) \lg P + 2{,}45 (V - I)</math>

Связь периода и светимости объясняется тем, что и период, и светимость цефеиды увеличиваются с увеличением массы. Кроме того, чем больше масса звезды, тем меньше общий срок её жизни и её возраст в момент, когда она становится цефеидой. Таким образом, все четыре параметра оказываются связанными<ref name=":0" /><ref name=":2">{{Cite web|lang=|url=http://www.sai.msu.ru/amateur/nabl2015/cepheid.pdf|title=Цефеиды — звёздные маяки Вселенной|author=Расторгуев А. С.|website=[[Государственный астрономический институт имени П. К. Штернберга]]|date=|publisher=|accessdate=2020-07-15|archive-date=2021-07-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20210715195930/http://www.sai.msu.ru/amateur/nabl2015/cepheid.pdf|url-status=live}}</ref>.

== Физика явления ==

=== Механизм пульсаций ===
{{Основная статья|Каппа-механизм}}
Обычно звёзды находятся в [[Термодинамическое равновесие|термодинамическом равновесии]], то есть внутреннее [[давление]] газа в звезде и её собственный вес уравновешены. Если оно нарушается, в частности, звезда расширяется или сжимается, она стремится вернуться в состояние равновесия и в ней начинаются колебания. Период таких колебаний — собственный период <math>P</math>, связан со средней [[плотность]]ю звезды <math>\rho</math> следующим образом<ref name=":02" />:

: <math>P = \frac{1}{\sqrt{G\rho}},</math>

где <math>G</math> — [[гравитационная постоянная]]. Например, для Солнца, имеющего среднюю плотность 1,4 г/см<sup>3</sup>, период будет составлять немногим меньше часа<ref name=":02" />. Возможность таких пульсаций предсказал в 1879 году немецкий физик [[Риттер, Август (физик)|Август Риттер]], а в 1894 году [[Белопольский, Аристарх Аполлонович|Аристарх Белопольский]] обнаружил изменения лучевой скорости цефеид. Изначально предполагалось, что эти изменения вызваны наличием невидимых массивных спутников, но потом выяснилось, что они объясняются радиальными пульсациями<ref name=":3" />.

Если обычная звезда по каким-то причинам потеряет равновесие, то она начнёт колебаться, но эти колебания быстро затухнут. Наблюдения пульсирующих переменных, в частности, цефеид, показывают, что их колебания не затухают, а значит, они должны иметь какой-то источник энергии. В 1917 году [[Эддингтон, Артур Стэнли|Артур Эддингтон]] выдвинул гипотезу, которая объясняла, откуда берётся энергия, — источник энергии в ней носит название «каппа-механизм» или «клапан Эддингтона» и схож с [[Тепловой двигатель|тепловым двигателем]]<ref>{{статья|bibcode=1917Obs....40..290E|заглавие=The pulsation theory of Cepheid variables|том=40|страницы=290|издание={{Нп3|The Observatory (журнал)|The Observatory||The Observatory (journal)}}|автор=Eddington, A. S.|год=1917|язык=en}}</ref>. Это предположение подтвердилось в 1953 году, когда [[Жевакин, Сергей Александрович|Сергей Жевакин]] обнаружил в спектрах цефеид линии ионизованного [[Гелий|гелия]] — именно он играл роль клапана в гипотезе Эддингтона<ref name=":02" /><ref>{{статья|bibcode=1984S&T....68..519S|заглавие=Eddington's Valve and Cepheid Pulsations|ссылка=https://archive.org/details/sim_sky-and-telescope_1984-12_68_6/page/519|издание=[[Sky & Telescope|Sky and Telescope]]|том=68|страницы=519|автор=Smith, D. H.|год=1984|язык=en|тип=magazine}}</ref>.

Сам механизм заключается в следующем: в цефеидах имеется слой ионизованного [[Гелий|гелия]] толщиной в 1—2 % радиуса звезды. He III (дважды ионизованный гелий) менее прозрачен, чем He II (однократно ионизованный гелий), и чем больше температура, тем бо́льшая часть гелия становится дважды ионизованной. Из-за этого слой гелия становится менее прозрачным, он начинает задерживать энергию и при этом нагреваться, из-за чего звезда расширяется. При расширении температура слоя гелия снова падает, происходит частичная рекомбинация He III и превращение его в He II, и он становится более прозрачным, пропуская лучистую энергию во внешние слои. Из-за этого давление во внутренних слоях звезды падает, под действием силы тяжести звезда опять сжимается, и процесс повторяется<ref name=":02" />. У звёзд с разными массами различаются распределения температур в недрах, и чем массивнее звезда, тем ближе к поверхности достигается необходимая для реализации описываемого процесса температура, составляющая 35000—55000 [[Кельвин|K]]<ref name=":3" />.

Колебания могут продолжаться только в том случае, если их период совпадает с собственным периодом колебаний звезды. При увеличении массы уменьшается плотность звезды и увеличивается период колебаний и светимость, чем и вызвана наблюдаемая зависимость период — светимость{{Переход|#Связь периода и светимости}}<ref name=":2" />.

Каппа-механизм пульсации могут поддерживать не только цефеиды, но параметры звёзд, которые могут пульсировать, ограничены. На [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]] они образуют [[Полоса нестабильности|полосу нестабильности]]<ref name=":02" /><ref name=":2" />.

Каппа-механизм является основной причиной пульсаций, но есть ещё две второстепенных. Суть первой из них состоит в том, что слой ионизованного гелия имеет более низкую температуру, чем соседние слои, из-за чего часть энергии переходит к нему, усиливая каппа-механизм, — это явление носит название гамма-механизма. Второй носит название r-механизма или радиус-механизма и заключается в том, что при сжатии звезды уменьшается её площадь, с которой излучается энергия. Плотность энергии внутри звезды возрастает, что приводит к расширению оболочек<ref name=":3" /><ref>{{Cite web|lang=|url=http://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=gamma+mechanism|title=Gamma mechanism|author=M. Heydari-Malayeri|website=An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics|date=|publisher=|accessdate=2020-07-15|archive-date=2021-12-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20211204132847/http://dictionary.obspm.fr/index.php/?showAll=1&formSearchTextfield=gamma+mechanism|url-status=live}}</ref>.

=== Цефеиды как стадия эволюции ===
[[Файл:Evolutionary track 5m-ru.svg|мини|300px|Эволюционный трек звезды массой 5 {{Mo}}, пересекающий [[Полоса нестабильности|полосу нестабильности]].]]
В ходе [[Звёздная эволюция|эволюции]] звёзды меняют свои параметры, равно как и положение на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]]. Когда в недрах звёзд в результате синтеза заканчивается водород, они начинают увеличиваться в размерах и охлаждаться, сходя с [[Главная последовательность|главной последовательности]] и переходя на стадию [[субгигант]]ов. В это время массивные звёзды могут перейти [[Полоса нестабильности|полосу нестабильности]] и на время стать цефеидами — на этой стадии такой переход занимает {{E|2|0}}—{{E|4|0}} лет, что очень мало по астрономическим меркам. После этого звезда переходит на ветвь [[Красный гигант|красных гигантов]], и, если её масса достаточно велика, то гелий в ней вступает в [[тройная гелиевая реакция|термоядерную реакцию]] постепенно, из-за чего звезда переходит на так называемую [[Голубая петля|голубую петлю]]. В зависимости от массы, звезда на голубой петле может пересечь полосу нестабильности до двух раз и находиться на ней значительно дольше, чем при первом прохождении. В некоторых случаях звезда может дважды пройти голубую петлю, и, соответственно, переходов полосы нестабильности на этой стадии будет четыре<ref name=":11" /><ref name=":3" /><ref name=":2" />.

Цефеиды II типа — маломассивные звёзды, которые эволюционируют иным образом. Среди них выделяется три подкласса, которые соответствуют различным стадиям эволюции звёзд. После того, как в ядре маломассивной звезды загорается [[гелий]], она переходит на [[Горизонтальная ветвь|горизонтальную ветвь]] — светимости звёзд на ней практически одинаковы, а температуры зависят от массы и [[Металличность|металличности]]. Горизонтальная ветвь пересекается с [[Полоса нестабильности|полосой нестабильности]], и звёзды на пересечении этих двух областей пульсируют — они известны как [[переменные типа RR Лиры]]<ref name=":11" />. Однако если звезда попадёт на высокотемпературную часть горизонтальной ветви, то пульсировать она в это время не будет. Когда в её ядре закончится гелий, она начнёт расширяться и охлаждаться, попадёт на [[Асимптотическая ветвь гигантов|асимптотическую ветвь гигантов]], в некоторый момент окажется на полосе нестабильности и начнёт пульсировать — в таком случае звезда станет [[Переменная типа BL Геркулеса|переменной типа BL Геркулеса]]<ref name="so08" /><ref name="harris" />.

Если же звезда попадает на низкотемпературную часть [[Горизонтальная ветвь|горизонтальной ветви]], то [[асимптотическая ветвь гигантов]] не пересекается с [[Полоса нестабильности|полосой нестабильности]]. Однако у звёзд в конце асимптотической ветви гигантов может происходить смена слоевого [[водород]]ного источника на гелиевый и обратно, из-за чего температура звезды может ненадолго повышаться, а сама звезда — проходить голубую петлю. Если звезда при этом переходит полосу нестабильности и начинает пульсировать, то она становится [[Переменная типа W Девы|переменной типа W Девы]]<ref name="so08" /><ref name="harris" /><ref name="groenewegen">{{Cite journal|doi=10.1051/0004-6361/201730687|bibcode=2017A&A...603A..70G|title=Luminosities and infrared excess in Type II and anomalous Cepheids in the Large and Small Magellanic Clouds|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=603|pages=A70|last1=Groenewegen|first1=M. A. T.|last2=Jurkovic|first2=M. I.|year=2017|arxiv=1705.00886}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0512326.pdf|автор=van Loon, J. Th.|заглавие=On the metallicity dependence of the winds from red supergiants and Asymptotic Giant Branch stars|год=2006|язык=|издание=Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss, Explosions, Cosmology ASP Conference Series|тип=|месяц=|число=|том=|номер=|страницы=|issn=|archivedate=2020-06-05|archiveurl=https://web.archive.org/web/20200605220919/https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0512326.pdf}}</ref>.

После окончания асимптотической ветви гигантов маломассивные звёзды сбрасывают оболочку и становятся [[Белый карлик|белыми карликами]], но перед этим температура их поверхности увеличивается, что также приводит к проходу звездой полосы нестабильности. Звёзды, проходящие полосу на этой стадии, становятся [[Переменная типа RV Тельца|переменными типа RV Тельца]]<ref name="so08" /><ref name="harris" /><ref name=":7" />.

Период звезды связан не только со светимостью, но и с положением её на полосе нестабильности: при равных светимостях более холодная звезда будет иметь больший период пульсаций, чем более горячая. Из-за того, что переход полосы нестабильности во время стадии субгигантов по астрономическим меркам идёт очень быстро, многолетние систематические наблюдения позволяют зарегистрировать изменения периодов цефеид. Увеличение периода означает, что температура [[Фотосфера|фотосферы]] уменьшается и звезда на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме]] движется вправо, а уменьшение периода — увеличение температуры фотосферы и движение влево<ref name=":2" />.

==== Распределение цефеид по периодам ====
В [[Млечный Путь|Млечном Пути]] наиболее распространены классические цефеиды с периодом пульсаций около 5 суток. При этом в [[Большое Магелланово Облако|Большом]] и [[Малое Магелланово Облако|Малом Магеллановых Облаках]] пиковые периоды составляют, соответственно, 3,2 и 1,6 суток. Такое различие связано с тем, что [[Металличность|металличности]] этих спутников меньше, чем у Млечного Пути, соответственно, в 2,2 и в 4,8 раз<ref name=":3" />.

От массы звезды и от содержания тяжёлых элементов зависит максимальная температура, которая будет достигнута на [[Голубая петля|голубой петле]] — чем больше масса и чем меньше металличность, тем больше будет максимальная температура, а от неё зависит, попадёт ли звезда на голубой петле на полосу нестабильности. Чем меньше металличность [[Галактика|галактики]], тем меньше минимальная масса звёзд, которые смогут стать цефеидами. Так как период цефеиды зависит от её массы, то минимальный период также зависит от металличности. В то же время, больше всего распространены маломассивные звёзды, поэтому цефеиды с минимальным периодом будут наиболее многочисленны<ref name=":3" />.

== Значение для астрономии ==
Из-за известной и повторяемой связи между периодом и светимостью цефеиды используются в качестве [[Стандартная свеча|стандартных свеч]] в астрономии. С их помощью можно находить расстояния в диапазоне от 100 [[Парсек|пк]] до 20 Мпк, для большей части которого измерения расстояний методом [[Параллакс#Астрономия|параллаксов]] дают очень низкую точность. Таким образом, цефеиды важны для определения расстояний до далёких объектов и установления [[Шкала расстояний в астрономии|шкалы расстояний в астрономии]]<ref name=":2" />.

В 1916—1918 годах, на основании работ [[Ливитт, Генриетта Суон|Генриетты Ливитт]] и [[Герцшпрунг, Эйнар|Эйнара Герцшпрунга]], [[Шепли, Харлоу|Харлоу Шепли]] впервые использовал цефеиды в качестве стандартных свеч. Уточнив соотношение светимости и периода, он оценил расстояния до ближайших [[Шаровое звёздное скопление|шаровых скоплений]]; затем, последовательно используя другие критерии, он определил расстояния (порядка сотен тысяч [[Световой год|световых лет]]) до более далёких скоплений, выяснил размеры [[Млечный Путь|Млечного Пути]] и определил, что Солнце находится на краю Галактики<ref name=":0" /><ref name=":1" />. В 1925—1926 годах [[Хаббл, Эдвин|Эдвин Хаббл]] обнаружил несколько цефеид в [[галактика Андромеды|галактике Андромеды]] и вычислил расстояние до них, тем самым впервые доказав существование объектов вне нашей Галактики. В дальнейшем по результатам наблюдений движения цефеид была определена форма спиральных рукавов [[Млечный Путь|Млечного Пути]] и скорость вращения объектов в нём. При этом большинство цефеид имеют очень высокие светимости, поэтому легко доступны для наблюдения те, что расположены в соседних галактиках, и благодаря этому цефеиды используют для нахождения расстояний до других [[Галактика|галактик]], что позволяет определить [[Постоянная Хаббла|постоянную Хаббла]], и до ещё более ярких объектов — [[Сверхновая звезда|сверхновых]]. [[Ускоренное расширение Вселенной]] также было открыто благодаря цефеидам: оказалось, что фотометрически определённые расстояния до самых дальних галактик не соответствуют скоростям их удаления<ref name=":0" /><ref name=":2" />.

Данные о цефеидах и их точность очень важны: например, ошибка в определении абсолютной светимости цефеид на 1<sup>[[Звёздная величина|m]]</sup> приводит к ошибке в определении расстояний в 1,58 раза, и такая же ошибка будет в значении постоянной Хаббла, определяемой по расстоянию до цефеид<ref name=":1" />. Точное определение зависимости период — светимость затрудняется тем, что на эту зависимость влияют, например, [[металличность]] звезды и её текущее положение на [[Полоса нестабильности|полосе нестабильности]]<ref name=":2" /><ref name="freedman2001">{{статья|arxiv=astro-ph/0012376|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=553|номер=1|bibcode=2001ApJ...553...47F|doi=10.1086/320638|заглавие=Final Results from the ''Hubble Space Telescope'' Key Project to Measure the Hubble Constant|страницы=47—72|язык=en|тип=journal|автор=Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Jr., Robert C.; Ford, Holland C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun M. G.; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B.|год=2001|издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref><ref name="tammannsandage2008">{{статья|arxiv=0806.3018|bibcode=2008A&ARv..15..289T|doi=10.1007/s00159-008-0012-y|заглавие=The expansion field: the value of H 0|издание={{Нп3|The Astronomy and Astrophysics Review}}|том=15|номер=4|страницы=289—331|автор=Tammann, G. A.; Sandage, A.; Reindl, B.|год=2008|язык=en|тип=journal}}</ref><ref name="turner10">{{статья|arxiv=0912.4864|bibcode=2010Ap&SS.326..219T|doi=10.1007/s10509-009-0258-5|заглавие=The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale|издание={{Нп3|Astrophysics and Space Science}}|том=326|номер=2|страницы=219—231|язык=en|тип=journal|автор=Turner, David G.|год=2010}}</ref>, и, в частности, по этой причине оценки постоянной Хаббла варьируются от 60 до 80 км·с<sup>−1</sup>·Мпк<sup>−1</sup><ref>{{Cite web|lang=|url=https://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/variable_cepheids.html|title=Cepheid Variable Stars & Distance Determination|author=|website=Australia Telescope National Facility|date=|publisher=|accessdate=2020-07-15|archive-date=2018-03-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20180312231214/http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/variable_cepheids.html|url-status=live}}</ref>.

== Примечания ==
{{примечания}}

== Ссылки ==
{{Навигация}}
* [https://web.archive.org/web/20111110114441/http://institute-of-brilliant-failures.com/index.htm The Cepheid Distance Scale: A History]{{ref-en}}{{архивировано|https://web.archive.org/web/20110713044436/http://www.institute-of-brilliant-failures.com/index.htm|2011-07-13}}

{{внешние ссылки}}
{{переменные звёзды}}
{{Хорошая статья|Астрономия}}

[[Категория:Классы звёзд]]
[[Категория:Переменные звёзды]]
[[Категория:Астрофизика]]
[[Категория:Цефеиды]]