Звёзды типа δ Cep
вернуться к 3.3
Самым важным типом переменных звёзд здесь являются звёзды типа δ Cep, часто называемые классическими цефеидами. Эта зависимость является важнейшей для установления внегалактической шкалы расстояний, так как цефеиды имеют большую светимость и наблюдаются во многих близких галактиках. В общем виде эту зависимость, подтверждаемую как наблюдениями, так и теорией звёздных пульсаций, записывают следующим образом:
|
где P - период пульсаций в днях. Первый член в правой части выражения (3-13) обычно называют нуль-пунктом зависимости период - светимость, а коэффициент при логарифме - наклоном этой зависимости. Найти эти коэффициенты можно используя цефеиды - члены рассеянных звёздных скоплений и звёздных ассоциаций. В звёздных группировках этих типов в настоящее время открыто более 20 цефеид. На практике, для повышения точности, наклон зависимости определяют по цефеидам Магеллановых облаков, которых известно несколько сот, используя тот факт, что все они находятся на практически одном расстоянии от Солнца. Нуль-пункт зависимости всегда определялся по цефеидам скоплений и ассоциаций. В последнее время проведено несколько определений коэффициентов зависимости период - светимость классических цефеид по тригонометрическим параллаксам Hipparcos. Трудно выбрать среди опубликованных в последнее время коэффициентов наиболее надежные, хотя они близки друг к другу, мы здесь приведем зависимость, полученную недавно группой французских астрономов под руководством Лануа:
|
Так как коэффициенты зависимости период - светимость немного зависят от содержания металлов в звездах, перспективным может стать использование инфракрасных абсолютных звёздных величин, и мы приведем выражение для зависимости период - светимость в полосе I системы Кузинса, полученное теми же авторами, что и выражение (3-14):
И в выражении (3-14), и в выражении (3-15) используются медианные абсолютные звёздные величины - полусуммы абсолютных звёздных величин в минимуме и максимуме блеска. Зависимость период - светимость позволяет определять абсолютные звёздные величины переменных этого типа со средней ошибкой около 0
m.15 что не хуже, чем точность определения модулей расстояния до рассеянных звёздных скоплений. Недостатком этого типа объектов является их удаленность от Солнца. Ближайшая к нам цефеида, малоамплитудная переменная - Полярная звезда, расположена на расстоянии 250 пк от Солнца. С другой стороны, эти звёзды позволяют определять расстояния до галактик вплоть до ≈ 30 мегапарсек. Для сравнения галактика М31 расположена на расстоянии около 700 килопарсек от Солнца.
