Cefeidy – Gwiazdy Zmienne Pulsujące
Cefeidy, znane również jako gwiazdy typu δ Cephei, to pulsujące gwiazdy olbrzymie o niezwykle wysokiej jasności, nawet do dziesięciu tysięcy razy jaśniejsze niż Słońce. Ich charakterystyczną cechą jest regularna zmiana jasności, spowodowana pulsacjami, które wpływają na wielkość, temperaturę powierzchni i typ widmowy gwiazdy.
Charakterystyka Cefeid
Pulsacje cefeid powodują zmiany w ich jasności, które mogą wynosić od 0,1 do 2 wielkości gwiazdowych. Jasności absolutne tych gwiazd mieszczą się w zakresie od −2 do −6 magnitudo. Mechanizm pulsacji związany jest z absorpcją podfotosferyczną warstwy zjonizowanego helu, co prowadzi do zmian temperatury powierzchniowej oraz całkowitej jasności gwiazdy.
Wzór Zależności między Okresem a Jasnością
Wykres zmian jasności cefeid ma charakter sinusoidalny, ale z wyraźniejszym szybszym wzrostem jasności w porównaniu do jej spadku. Cefeidy charakteryzują się dobrze zdefiniowaną zależnością między okresem pulsacji a jasnością absolutną, co zostało odkryte przez Henriettę Leavitt w 1912 roku. Ta właściwość sprawia, że cefeidy są użyteczne jako świec standardowych w astronomii, umożliwiając określanie odległości do najbliższych galaktyk.
Efekt Parenago
Dla cefeid można wyróżnić dwie różne proste przy dopasowywaniu zależności okres-jasność, co prowadzi do tzw. efektu Parenago. Oznacza to, że istnieją różne nachylenia linii dla krótszych i dłuższych okresów pulsacji, co zwiększa precyzję pomiarów w astronomii.
