Cefeidy i gwiazdy zmienne typu RR Lyrae
1 Maj 2005r. w Gwiazdy Zmienne i Niestacjonarne napisał/a Marcin SzulcCefeidy znane są od końca XVIII wieku, dokładniej od roku 1784, kiedy to dwaj astronomowie angielscy E. Pigott i J. Goodricke stwierdzili, że dwie jasne gwiazdy Cephei i Aquilae zmieniają swój blask regularnie w sposób ciągły. Gwiazdy, których blask ulegał zmianom podobnie jak u gwiazdy Cephei, nazwano gwiazdami typu Cephei lub wprost cefeidami. Do tej grupy zaliczano dawniej gwiazdy typu RR Lyrae, ze względu na zbliżony przebieg krzywych zmian blasku.
Cefeidy znane są od końca XVIII wieku, dokładniej od roku 1784, kiedy to dwaj astronomowie angielscy E. Pigott i J. Goodricke stwierdzili, że dwie jasne gwiazdy δ Cephei i η Aquilae zmieniają swój blask regularnie w sposób ciągły. Gwiazdy, których blask ulegał zmianom podobnie jak u gwiazdy δ Cephei, nazwano gwiazdami typu δ Cephei lub wprost cefeidami. Do tej grupy zaliczano dawniej gwiazdy typu RR Lyrae, ze względu na zbliżony przebieg krzywych zmian blasku. Obecnie nie zaliczamy tych gwiazd do właściwych cefeid, jednak oba rodzaje gwiazd zmiennych omawiać będziemy łącznie ze względu na duże prawdopodobieństwo w przebiegu zmian blasku.
Właściwe cefeidy, które często nazywamy cefeidami klasycznymi mają okresy od 1d do 50d, przy czym największe nagromadzenie się gwiazd występuje w pobliżu okresu 5d. Znamy obecnie około 800 gwiazd tego rodzaju. Zmienność blasku charakteryzuje się znacznie szybszym jego wzrostem od minimum do maksimum niż spadkiem od maksimum do minimum, maksimum blasku bywa przy tym na ogół wyraźniej zarysowane niż minimum. WskaĄnik barwy cefeid jest większy w minimum blasku niż w maksimum, czemu towarzyszy późniejsze widmo w minimum blasku w porównaniu z maksimum. Na przykład δ Cephei w pobliżu minimum blasku ma widmo klasy G2, a w pobliżu maksimum - klasy F0. Różnica przeto między maksimum i minimum wynosi przeszło jedną klasę spektralną. Krzywa zmian prędkości radialnej jest prawie lustrzanym odbiciem krzywej zmian blasku.
Wszystko to odnosi się zarówno do klasycznych cefeid, jak i do gwiazd typu RR Lyrae oraz do cefeid typu W Virginis, mających okresy zmienności przeważnie od 12d do 20d. Te ostatnie gwiazdy są spokrewnione z gwiazdami typu RR Lyrae. Mają one szersze maksimum blasku niż klasyczne cefeidy i nieco odmienny kształt krzywych zmian blasku.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Właściwe cefeidy, które często nazywamy cefeidami klasycznymi mają okresy od 1d do 50d, przy czym największe nagromadzenie się gwiazd występuje w pobliżu okresu 5d. Znamy obecnie około 800 gwiazd tego rodzaju. Zmienność blasku charakteryzuje się znacznie szybszym jego wzrostem od minimum do maksimum niż spadkiem od maksimum do minimum, maksimum blasku bywa przy tym na ogół wyraźniej zarysowane niż minimum. WskaĄnik barwy cefeid jest większy w minimum blasku niż w maksimum, czemu towarzyszy późniejsze widmo w minimum blasku w porównaniu z maksimum. Na przykład δ Cephei w pobliżu minimum blasku ma widmo klasy G2, a w pobliżu maksimum - klasy F0. Różnica przeto między maksimum i minimum wynosi przeszło jedną klasę spektralną. Krzywa zmian prędkości radialnej jest prawie lustrzanym odbiciem krzywej zmian blasku.
Wszystko to odnosi się zarówno do klasycznych cefeid, jak i do gwiazd typu RR Lyrae oraz do cefeid typu W Virginis, mających okresy zmienności przeważnie od 12d do 20d. Te ostatnie gwiazdy są spokrewnione z gwiazdami typu RR Lyrae. Mają one szersze maksimum blasku niż klasyczne cefeidy i nieco odmienny kształt krzywych zmian blasku.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
20.03.2023, 13:17