Cefeida

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání
  1. Původně každá pulzující proměnná, která mění pulzací svoji jasnost ve zcela pravidelné periodě.
  2. Dnes se jako cefeidy označují periodicky pulzující žlutí obři a veleobři s velkou svítivostí, jejichž perioda je delší než jeden den. Dělí se do dvou skupin: I. klasické cefeidy (cefeidy typu I), které patří do populace I a nacházejí se ve spirálních ramenech blízko galaktické roviny. Jsou to hvězdy poměrně velmi mladé; II. proměnné typu W Virginis (cefeidy typu II), které jsou mnohem starší (z počátečního období Galaxie), méně masivní a vyskytují se ve středových oblastech a v halu Galaxie, především v kulových hvězdokupách. Mají v Galaxii podobné rozložení jako RR Lyrae. Ve srovnání s klasickými cefeidy o téže periodě proměnnosti jsou o 1,5-2 mag slabší.


Proměnnost svítivosti (tedy i jasnosti) v obou skupinách je velice pravidelná, takže jejich perioda může být určena přesně. Prototypem klasických cefeid je Delta Cephei, podle níž byla tato veliká skupina pravidelných proměnných hvězd nazvána. I když cefeidy nejsou příliš početně zastoupeny mezi proměnnými hvězdami (v Galaxii je jich známo asi 700), mají důležitou roli ve studiu struktury Galaxie, neboť mezi periodou jejich proměnnosti a průměrnou svítivostí je lineární vztah (viz vztah perioda–svítivost), který dovoluje určit z pozorované periody cefeidu její absolutní hvězdnou velikost a pomocí modulu vzdálenosti i její vzdálenost. Hubbleův dalekohled umožňuje určovat vzdálenosti galaxií pomocí cefeidů až do vzdálenosti 100 mil. světelných let.


Obsah

Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje
[CNW:Counter]