«Цефеиды»

тип переменных звёзд (См. Переменные звёзды), строго периодические колебания блеска которых (с амплитудой от 0,1 до 2-й звёздной величины (См. Звёздная величина)) обусловлены пульсацией наружных слоев звезды. Название получили от переменной звезды этого типа — 8 Цефея. К числу классических Ц. относятся сверхгиганты спектр, классов F и G; периоды изменения их блеска составляют от 1 до 50, изредка до 218 cym. С увеличением периода Ц. этого типа увеличиваются и их масса и светимость, причём более массивные Ц. являются и более молодыми. Чёткая зависимость между периодом изменения блеска и светимостью позволяет по полученным из наблюдений периоду и видимой звёздной величине определять расстояния до Ц., а также до звёздных скоплений, галактик, в которых они находятся, вплоть до 3—4 Мпс.Т. о., Ц. служат базисом шкалы межгалактических расстояний. Зависимость период — возраст используется для исследования путей звездообразования в галактиках. Принадлежащие к числу Ц. переменные звёзды типа W Девы при том же периоде изменения блеска слабее классических Ц. на 2 звёздные величины. Иногда короткопериодическими Ц. называют переменные звёзды типа RR Лиры.

Лит.: Пульсирующие звёзды, М., 1970; Явления нестационарности и звёздная эволюция, М., 1974.

Ю. Н. Ефремов.

мн.

Пульсирующие переменные звёзды-сверхгиганты.

ЦЕФЕИДЫ - пульсирующие переменные звезды-сверхгиганты, изменяющие блеск с амплитудой от 0,5 до 2m и периодом от 1 до 50 сут (иногда до 200 сут). Название получили от типичной цефеиды - звезды Цефея.

ЦЕФЕИДЫ

- пульсирующие сверхгиганты, один из типов переменных звёзд. Названы по прототипу - звезде d Цефея. Первые Ц. открыты в 1784 Дж. Гудрайком (J. Goodricke) и Э. Пиготтом (Е. Pigott). В процессе пульсаций меняются размеры звезды и темп-pa её поверхности, что в совокупности и приводит к изменениям блеска. График изменения блеска (рис.) представляет собой асимметрич. периодич. кривую: быстрый подъём сменяется медленным спадом. Наиб. темп-pa наблюдается во время макс. блеска, а кривая изменения лучевой скорости является зеркальным отражением кривой блеска: во время макс. блеска поверхность звезды приближается к нам с макс. скоростью. Амплитуда изменения блеска у Ц. в ср. составляет одну звёздную величину. Колебания блеска в осн. обусловлены вариациями темп-ры, а изменения радиуса невелики (относит. амплитуда ок. 0,1-0,2) и оказывают лишь незна-чит. влияние на кривую блеска. О причинах пульсаций Ц. см. в ст. Пульсации звёзд.

Зависимость от фазы пульсаций (фаза 0,0 соответствует максимальному блеску): блеска в видимом диапазоне m_V, эффективной температуры T _эф, лучевой скорости u_r и изменения радиуса АЛ.

Всего известно ~10⁴ Ц., из них ок. 700 в Галактике. Периоды пульсаций Ц. Р, открытых в Галактике, заключены в пределах от 1 до 68 сут, в др. галактиках известны Ц. с периодами более 200 сут. Для Ц. характерна связь периода Р с разл. физ. параметрами: радиусом R, возрастом t, светимостью (абс. звёздной величиной M_V )и др.:

( -радиус Солнца). Угл. скобки означают ср. значения меняющихся во время пульсации параметров, а символ "V" указывает на то, что наблюдения проведены в видимом диапазоне спектра.

Последнее соотношение наз. зависимостью период - светимость для Ц. и играет важнейшую роль в астрономии. Определив из наблюдений период изменения блеска, по зависимости период - светимость можно найти абс. звёздную величину M_V. Видимый блеск Ц. m_V, к-рый определяется из тех же наблюдений, связан с М _V и расстоянием до неё r соотношением

Т. о. определяют расстояние до Ц., а тем самым и до любой звёздной системы, в состав к-рой она входит. Используя Ц. в качестве индикаторов расстояний до содержащих их галактик, можно прокалибровать другие - вторичные индикаторы, к-рые имеют большие светимости и могут использоваться для определения расстояний до более далёких галактик. Т. о., Ц. являются "реперами" расстояний шкалы во Вселенной.

Важную роль Ц. играют и в изучении Галактики. Они являются объектами плоской составляющей, и, следовательно, изучение их пространственного распределения даёт информацию о строении галактич. диска. Методами радиоастрономии было обнаружено искривление газового диска Галактики, а тот факт, что этому искривлению следует и звёздная составляющая, удалось установить по Ц.

Лит.:Cepheids. Theory and observations. Proc. of the IAU Colloquium, № 82, ed. B. Madore, Cambr.- [a. o.], 1985; Бердников Л. Н., Каталог параметров кривых блеска, расстояний и пространственных координат классических цефеид, "Переменные звезды", 1987, т. 22, № 4, с. 505; Ефремов Ю. Н., Очаги звездообразования в галактиках, М., 1989. Л. Н. Бердников.