02:33, 14 liepos 2009 versija taisyti VP-bot (aptarimas \| indėlis) Botai 427 096 keitimai S wiki sintakse 3 ← Prieš tai darytas keitimas		15:56, 4 rugpjūčio 2009 versija taisyti anuliuoti VP-bot (aptarimas \| indėlis) Botai 427 096 keitimai S robotas: smulkūs taisymai Kitas pakeitimas →
Eilutė 1: '''Cefeidė''' – [[kintamoji žvaigždė\|kintamosios žvaigždės]] tipas, kuriam būdingas taisyklingas ir periodiškas ryškio (ir spektro) kitimas. Pavadinimas kilo iš pirmosios atrastos tokios žvaigždės – ~~δ~~δ Cep ([[Cefėjas (astronomija)\|Cefėjo]] delta) – [[1784]] anglų astronomas Džonas Gudrikas. [[HR diagrama\|HR diagramoje]] cefeidės randasi [[Nestabilumo juosta\|nestabilumo juostoje]]. Cefeidės paprastai būna B, A, F, G spektrinės klasės [[žvaigždė]]s milžinės arba supermilžinės. Pavyzdžiui, [[Šiaurinė]] yra klasikinė cefeidė. == Cefeidžių klasifikacija == Spinesio kitimo periodas gali būti nuo paros dalių iki 0,5 metų. Pagal periodą cefeidės skirstomos į: * klasikines (ilgaperiodes); (I populiacijos); Eilutė 9: * trumpaperiodes [[lyridė\|lyrides]] – (periodas – paros dalys). (''Nors pastaruoju metu linkstama išskirti šias žvaigždes į atskirą kintamųjų žvaigždžių tipą''). == Periodo ir šviesumo priklausomybė == [[1912]] buvo pastebėta, kad didesnio absoliutinio šviesumo žvaigždės pulsavimo periodas didesnis (absoliutus ryškis proporcingas šių periodo logaritmui). Todėl tiksliai įvertinus cefeidės periodą galima nustatyti [[absoliutinis ryškis\|absoliutinį ryškį]]: Eilutė 16: kur <math>P</math> išreiškiamas paromis. Po to, palyginus jį su [[Regimasis ryškis\|regimuoju ryškiu]], galima nustatyti ir atstumą. Tai yra vienas iš būdų nustatyti atstumus iki galaktikų ar spiečių. == Cefeidžių pulsacijų modelis (~~κ~~κ-mechanizmas) == Ryškis kinta dėl žvaigždės [[Radialinės pulsacijos\|radialinių pulsacijų]]. Padidėjus žvaigždės radiusui, išoriniai sluoksniai retėja ir vėsta (spinduliavimas mažėja), žvaigždė ima trauktis – tada ji tankėja ir kaista (spinduliavimas didėja).

Cefeidė: Skirtumas tarp puslapio versijų