Gwiazdy fizycznie zmienne: Cefeidy
1. Cefeidy klasyczne - Gwiazdy zmienne, olbrzymy typu F (w trakcie jednego cyklu mogą osiągnąć typ widmowy G) populacji I przechodzące stadium ewolucji, w którym przecinają pas niestabilności na diagramie HR; pulsują z bardzo dużą dokładnością. Ponieważ należą do gwiazd młodych, znaleźć je można w płaszczyźnie dysku Galaktyki, w ramionach spiralnych.
Ich krzywe zmian blasku są do siebie podobne. Z minimum jasności wychodzą stromym wzrostem blasku, po czym następuje wolniejszy spadek jasności. Powodem takiego mechanizmu jest niestabilność stukturalna gwiazdy.
Przykładowa krzywa zmian blasku:
Z powodu istnienia ścisłej zależności pomiędzy ich jasnością powierzchniową a okresem pulsacji cefeidy używane są do wyznaczania odległości (świece standardowe - moduł odległości). Amplitudy cefeid klasycznych siegają od ułamków aż do dwóch magnitudo. Najczęściej spotykane cefeidy klasyczne posiadają okres od 3 do 30 dni.
Najkrótszy znany okres cefeidy klasycznej: 1.5 dnia (V473 Lyr).
Najdłuższy znany okres: 3 miesiące (BP Her)
Uwaga! Cefeidy klasyczne posiadają duże jasności absolutne!
2. W Virginis - znajdują się bardzo blisko cefeid klasycznych na diagramie HR. Posiadają podobne okresy i amplitudy jak cefeidy klasyczne, ale mają różniące się od nich krzywe zmian blasku. Przynależą do populacji II. Można je znaleźć daleko od płaszczyzny dysku galaktycznego w gromadach kulistych. Zarówno jak cefeidy klasyczne, W Vir też spełniają zalezność okres-jasność. Ich jasności absolutne są mniejsze o około 1-2 mag od cefeid klasycznych. Zwane są też Cefeidami II Populacji.
3. RR Lyrae - inaczej: cefeidy krótkookresowe - podobne do cefeid klasycznych; są gwiazdami populacji II (rozmieszczenie podobne jak W Vir). Okres pulsacji waha się pomiędzy 0.2 - 1 dzień (najdłuższy: 2.4 dnia; średnio: 0.5 dnia). Krzywe zmian blasku są bardziej rozmaite niż u cefeid klasycznych.
4. Delta Scuti - zwane też cefeidami karłowatymi - posiadają bardzo krótki okres zmian jasności (ponizej 0.3 dnia) i bardzo małe amplitudy (poniżej 0.3 mag). Rozróżnia się podtypy:
a) AI Venorum
b) SX Poenicis
W obszarze najmniejszej jasności pasa niestabilności w ich skład zalicza się białe karły: ZZ Ceti, które są w większości w typie widmowym A.
Mechanizm świecenia Cefeid
Cefeidy to gwiazdy zmieniające swoją jasność periodycznie. Jest to faktem obserwowalnym. Wiodącą teorią wyjasniającą ten fenomen jest mechanizm pulsacji cefeid. Tłumaczy się, że struktura olbrzymów w pewnym stadium ich ewolucji staje się niestabilna.
Gwiazdy o odpowiedniej masie gromadzą wewnątrz siebie, w swoim płaszczu, warstwę zjonizowanego helu. Im temperatura jest wyższa, tym hel będzie bardziej zjonizowany. W pewnym czasie warstwa zjonizowanego helu, ze względu na swoje właściwości optyczne, bedzie stanowiła otoczkę nieprzepuszczającą światło emitowane z wnętrza gwiazdy. Spowoduje to powstanie ciśnienia promieniowania, które rozedmie nieco gwiazdę, zwiększając jej promień, zmniejszając gęstość i w efekcie studząc jej wierzchnie warstwy. Gwiazda będzie chłodniejsza, więc jej jasność będzie mniejsza (cefeida może zejść wtedy z typu F0 do G2). Promieniowanie uwięzione pod otoczką zjonizowanego, grubego optycznie helu zostało wypuszczone i gwiazda zaczyna się zapadać pod wpływem własnej grawitacji. Podczas tego cyklu będzie się kurczyć (promień zmaleje o około 10%), gęstnieć oraz jej temperatura powierzchniowa znów urośnie i gwiazda będzie jaśniejsza.
Istnieje prosty sposób na wykazanie, że jasność gwiazdy będzie największa, gdy jej promień osiągnie minimum.
Jasność powierzchniowa cefeidy w jej maksimum jasności wynosi:
Oraz w jej minimum jasności:
Ponieważ wyższej jasności odpowiada wyższa temperatura, to:
Znany wzór na różnicę jasności widomej jest:
gdzie I to natężenie światła. Zakładamy, że cefeida znajduje się w stałej odległości od nas w trakcie jednego pulsu, więc:
Łącząc powyższe wzory otrzymuje się:
I dalej:
A stąd widać, że:
Czyli:
Wynika stąd, że mniejszej objętości odpowiada większa jasność, a to chcielismy pokazac na początku. Dla cefeid klasycznych promień w minimum jasności stanowi nawet 110% promienia w maksimum jasności. Zmiany promienia przyczyniają się w znacznym stopniu mniej do utraty jasności, niżeli temperatura gwiazdy (jasność, zgodnie z prawem Stefana-Boltzmana rośnie jak czwarta potęga temperatury, która wzrasta w tym przypadku o kilkanaście procent, co stanowi o wiele większy wkład, niż kwadratowa zależność od promienia, który maleje o nie więcej niż 10 procent).
- - - - - - - - - - - - - -
Na podstawie:
- E. Rybka: "Astronomia Ogólna"
- H. Chrupała, M. Szczepański: "25 lat olimpiad astronomicznych"
- Notatki z wykładu Astrofizyki Obserwacyjnej prof. S. Zoły
- C. Jaschek, C. Sterken: "Light curves of variable stars"
Bartłomiej Dębski 2010
