Классические цефеиды

Классические цефеиды (англ. classical Cepheids), цефеиды I типа населения, цефеиды I типа, цефеиды типа Дельты Цефея — тип переменных звёзд (цефеид). Принадлежат первому типу населения галактик, проявляют признаки регулярных радиальных пульсаций с периодами от нескольких дней до нескольких недель при амплитуде блеска от нескольких десятых звёздной величины до 2 звёздных величин.

Выявлена чёткая связь между светимостью классической цефеиды и её периодом пульсации^[1][2], что позволяет использовать цефеиды как стандартные свечи для определения шкалы расстояний в Галактике и за её пределами^[3][4][5][6]. По наблюдениям классических цефеид на телескопе «Хаббл» удалось уточнить постоянную в законе Хаббла^{[3][4][6][7][8]}. Также информация о классических цефеидах применяется для определения характеристик Млечного Пути, таких как спиральная структура или высота Солнца над плоскостью Галактики^[5].

В Млечном Пути известно около 800 цефеид, а ожидаемое полное их количество равно 6000. В Магеллановых Облаках известно ещё несколько тысяч цефеид. Также подобные объекты обнаруживались и в других галактиках;^[9] телескоп Хаббл открыл несколько в галактике NGC 4603, находящейся в 100 млн световых лет от нас^[10].

Классические цефеиды в 4—20 раз тяжелее Солнца^[11], и обладают светимостями от 1000 до 50 000 (более 200 000 для V810 Центавра) светимостей Солнца^[12]. Данные звёзды относятся к ярким гигантам или сверхгигантам низкой светимости спектрального класса F6 — K2. Температура и спектральный класс объекта меняются по мере пульсаций. Радиусы в несколько десятков или сотен раз превышают солнечный. Более яркие цефеиды холоднее и крупнее, а также имеют большие периоды пульсаций. В ходе пульсаций меняется не только температура, но и радиус (например на ~25 % для долгопериодической l Car), что приводит к изменению блеска до двух звёздных величин. На коротких длинах волн изменение блеска проявляется сильнее^[13].

Цефеиды могут пульсировать в фундаментальной моде, первом обертоне или в смешанном режиме. Пульсации в обертонах выше первого встречаются редко, но они также представляют интерес^[2]. Большинство классических цефеид считаются пульсирующими в основной моде, хотя тип пульсации сложно определить по форме кривой блеска. Звёзды, пульсирующие в обертоне, более яркие и крупные, чем пульсирующие в фундаментальной моде с тем же периодом^[14].

Когда звезда промежуточной массы уходит с главной последовательности, она пересекает полосу нестабильности очень быстро, при этом в водородном слое происходит горение. Когда начинается горение гелия в ядре, звезда может прочертить голубую петлю и снова пересечь полосу нестабильности, первый раз при движении в сторону больших температур и при возвращении по направлению к асимптотической ветви гигантов. Звёзды с массами порядка и более 8-12M_⊙ начинают процесс горения гелия в ядре до достижения ветви красных гигантов и становятся красными сверхгигантами, но также могут совершить голубую петлю при прохождении полосы нестабильности. Продолжительность и наличие голубых петель в значительной степени зависит от массы, металличности и содержания гелия в звезде. В некоторых случаях звезда может пересечь полосу нестабильности в четвёртый или пятый раз, когда начинается горение гелия в оболочке. Темп изменения периода пульсации цефеиды, а также относительное содержание различных химических соединений (определяемое по спектру) позволяет понять, в какой раз звезда проходит полосу нестабильности^[15].

Классические цефеиды представляют собой звёзды главной последовательности спектрального класса B раньше, чем B7, вероятно поздние звёзды класса O до того, как они истратят водород в своём ядре. Более массивные и горячие звёзды становятся более яркими цефеидами с более длинными периодами, хотя считается, что молодые звёзды внутри галактики, обладающие почти солнечной металличностью, теряют большое количество массы к тому времени, когда они достигнут полосы нестабильности, при этом периоды их пульсаций будут равны 50 дням или менее. При массе выше определённого значения, 20-50 M_⊙ в зависимости от металличности, красные гиганты в ходе эволюции переходят обратно на стадию голубых сверхгигантов, а не проходят через стадию голубой петли, но при этом будут вести себя как неустойчивые жёлтые гипергиганты, а не правильно пульсирующие цефеиды. Очень массивные звёзды не охлаждаются достаточно для того, чтобы достичь полосы нестабильности и не превращаются в цефеиды. При малой металличности, например в Магеллановых Облаках, звёзды могут сохранить больше массы и превратиться в более яркие цефеиды с большими периодами пульсации^[12].

Кривая блеска цефеид обычно асимметрична, обладает быстрым подъёмом до максимального блеска, за которым следует медленное уменьшение блеска до минимума (например, как у Дельты Цефея). Это происходит вследствие разницы в фазе между вариациями радиуса и температуры и считается признаком пульсирующих в основной (фундаментальной) моде объектов, к которым относятся цефеиды I типа. В некоторых случаях гладкая псевдосинусоидальная кривая блеска обладает скачком, краткосрочным замедлением спада блеска или даже увеличением блеска, которое возникает, как считается, из-за резонанса между фундаментальной модой и вторым обертоном. Скачок чаще всего виден на нисходящей части кривой блеска у звёзд с периодом около 6 дней (например, Эта Орла). По мере увеличения периода расположение скачка смещается к максимуму и может привести к возникновению двойного максимума или же к неразличимости с первым максимумом, для звёзд с периодом около 10 дней (например, Дзета Близнецов). При более длинных периодах скачок можно увидеть на восходящей ветви кривой блеска (например, X Лебедя), но для периодов более 20 дней резонанс исчезает.

Меньшее количество классических цефеид обладает почти синусоидальной кривой блеска. Их называют s-цефеидами, обычно они обладают меньшими амплитудами и более короткими периодами. Большинство из них считаются цефеидами первого обертона (например, X Стрельца) или же более высоких обертонов, хотя некоторые необычные звёзды пульсируют, как кажется, в основной моде, но имеют также синусоидальную кривую блеска (например, S Лисички). Звёзды, пульсирующие в первом обертоне, как предполагается, в нашей Галактике обладают короткими периодами, хотя при низких металличностях, как например в Магеллановых Облаках, период может возрастать. Пульсирующие в более высоких обертонах объекты и цефеиды, пульсирующие в двух обертонах сразу, также чаще встречаются в Магеллановых Облаках; они обычно имеют меньшие амплитуды и несколько неправильные кривые блеска^[2][16].

10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт открыл переменность у звезды Эта Орла, первого известного представителя типа классических цефеид. Однако назван данный вид переменных звёзд в честь Дельты Цефея, переменность которой обнаружил Джон Гудрайк спустя месяц^[17]. Дельта Цефея также является важным объектом для калибровки зависимости период-светимость, поскольку расстояние до этой звезды является одним из наиболее надёжных среди всех цефеид, поскольку Дельта Цефея принадлежит звёздному скоплению^[18][19], а также для звезды существуют точные параллаксы, измеренные на телескопе Хаббл и Hipparcos^[20].

Светимость классических цефеид напрямую связана с их периодом пульсации. Чем больше период, тем большей светимостью обладает звезда. Зависимость период—светимость для классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт в рамках исследования тысяч переменных звёзд в Магеллановых Облаках^[21]. Она опубликовала полученную зависимость в 1912 году^[22]. После калибровки зависимости можно установить светимость произвольной цефеиды, если известен период её пульсации. Тогда по данным о видимом блеске можно определить расстояние до цефеиды. Зависимость светимости от периода пульсации калибровалась многими астрономами на протяжении двадцатого века, начиная с Эйнара Герцшпрунга^[23]. Такая калибровка сопряжена с рядом сложностей. Надёжную калибровку получили Benedict и др. в 2007 году по данным параллаксов, полученных на телескопе Хаббл для 10 ближайших классических цефеид^[24]. В 2008 году астрономы ESO с точностью 1 % определили расстояние до цефеиды RS Кормы, используя данные о световом эхо от туманности, в которую погружена звезда^[25]. Тем не менее, эта оценка оспаривается в ряде источников^[26].

Следующее соотношение для периода пульсации P цефеиды I типа населения и её абсолютной звёздной величины M_v было получено на основе данных о тригонометрических параллаксах, полученных космическим телескопом Хаббл для 10 ближайших к Солнцу классических цефеид:

${\displaystyle M_{\mathrm {v} }=(-2.43\pm 0.12)\left(\log _{10}P-1\right)-(4.05\pm 0.02)\,}$

где P измеряется в днях. ^[20][24] Следующее соотношение можно также использовать для оценки расстояния d до классической цефеиды:

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.34\log _{10}{P}-2.45(V-I)+7.52\,,}$^[24]

или

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.37\log _{10}{P}-2.55(V-I)+7.48\,.}$^[27]

I и V являются средними значениями видимой звёздной величины в инфракрасной и видимой частях спектра.

Классические цефеиды с амплитудами видимой звёздной величины менее 0,5 звёздной величины, почти симметричными кривыми блеска и малыми периодами пульсации выделяют в отдельную группу, называемую цефеидами малой амплитуды. Для них введена аббревиатура DCEPS in в Общем каталоге переменных звёзд.Обычно периоды таких звёзд не превосходят 7 дней, хотя точная граница до сих пор остаётся под вопросом^[28]. Обозначение s-цефеиды используется для цефеид с коротким периодом пульсации и малой амплитудой блеска при синусоидальной форме кривой блеска. Считается, что такие объекты пульсируют в первом обертоне. Они расположены вблизи красного края полосы нестабильности. Некоторые авторы используют термин s-цефеиды как синоним для звёзд DCEP с малой амплитудой, другие считают, что данное обозначение можно применять только к звёздам, пульсирующим в первом обертоне^[29][30]

Цефеиды с малой амплитудой (DCEPS) включают Полярную звезду и FF Орла, хотя оба объекта могут пульсировать и в фундаментальной моде. Объекты, пульсация которых в первом обертоне надёжно установлена, включают BG Южного Креста и BP Циркуля^[31][32].

Основными видами неопределённости в оценке расстояния до цефеид являются свойства зависимости светимости от периода в различных полосах спектра, влияние металличности на нуль-пункт и наклон данной зависимости, влияние фотометрического смешивания объектов и меняющегося (обычно по плохо известному закону) поглощения. Все эти виды эффектов широко обсуждаются в литературе^{[4][7][12][33][34][35][36][37][38][39][40][41]}.

Вследствие наличия указанных неопределённостей получаемые по цефеидам значения постоянной Хаббла варьируются от 60 км/с/Мпк до 80 км/с/Мпк^{[3][4][6][7][8]}. Устранение ошибок определения постоянной Хаббла является одной из важнейших задач астрономии, поскольку по точному значению постоянной Хаббла можно установить ряд космологических параметров Вселенной^[6][8].

Некоторые классические цефеиды обладают изменениями блеска, которые можно заметить на масштабах нескольких суток при наблюдениях даже невооружённым глазом. К таким объектам относится Дельта Цефея (на северном небе), Дзета Близнецов и Эта Орла (удобно наблюдать в тропиках) и Бета Южной Рыбы (на южном небе).

• The Cepheid Distance Scale: A History, by Nick Allen (англ.)
• McMaster Cepheid Photometry and Radial Velocity Data Archive Архивная копия от 9 марта 2007 на Wayback Machine (англ.)
• American Association of Variable Star Observers Архивная копия от 2 февраля 2010 на Wayback Machine (англ.)
• OGLE Atlas of Variable Star Light Curves — Classical Cepheids Архивная копия от 10 сентября 2018 на Wayback Machine (англ.)