|
[[File:Heic1323a -1243686232.jpg|thumb|right|upright=1.4|<center>[[RS Puppis]], viena ryškiausių cefeidžių mūsų galaktikoje. <br/>(<small>[[Hubble Space Telescope]]</small>)]]
'''Cefeidė''' – [[kintamoji žvaigždė|kintamosios žvaigždės]] tipas, kuriam būdingas taisyklingas ir periodiškas ryškio (ir spektro) kitimas.<ref>Feast, M. W.; Catchpole, R. M. (1997). The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Vol. 286, no. 1. — P. L1—L5. [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.286L...1F/abstract https://ui.adsabs.harvard.edu/]</ref> Pavadinimas kilo iš pirmosios atrastos tokios žvaigždės – δ Cep ([[Cefėjas (astronomija)|Cefėjo]] delta) – [[1784]] anglų astronomas Džonas Gudrikas. [[HR diagrama|HR diagramoje]] cefeidės yra [[Nestabilumo juosta|nestabilumo juostoje]]. Cefeidės paprastai būna B, A, F, G spektrinės klasės [[žvaigždė]]s milžinės arba supermilžinės. Pavyzdžiui, [[Šiaurinė]] yra klasikinė cefeidė.
'''Cefeidė''' – [[kintamoji žvaigždė|kintamosios žvaigždės]] tipas, kuriam būdingas taisyklingas ir periodiškas ryškio (ir spektro) kitimas). Jų absoliutus ryškis priklauso nuo periodo. Todėl matuojant regimąjį ryškį (kuris priklauso nuo atstumo) galima nustatyti, kiek toli nuo stebėtojo yra toji cefeidė. Cefeidės tinka matuoti atstumams tiek iki mūsų galaktikos dalių, tiek ir iki kitų galaktikų, jei ten dar matyti atskiros žvaigždės ir yra cefeidžių. <ref name='maj'>D. J. Majaess, D. G. Turner, D. J. Lane (2009). Characteristics of the Galaxy according to Cepheids. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 398, Issue 1, September 2009, Pages 263–270, https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x [https://academic.oup.com/mnras/article/398/1/263/1095431 academic.oup.com]</ref>
Atstumas iki žvaigždės apytikriai įvertinamas pagal bandymais nustatytą formulę
== Cefeidžių klasifikacija ==
Spindesio kitimo periodas gali būti nuo paros dalių iki 0,5 metų. Pagal periodą cefeidės skirstomos į:
* klasikines (ilgaperiodes); (I populiacijos);
* ilgaperiodes [[virginidė|virginides]] (II populiacijos):
** Mergelės W tipo (1-8 parų)
** Heraklio IB tipo (12-35 parų);
* trumpaperiodes [[lyridė|lyrides]] – (periodas – paros dalys). (''Nors pastaruoju metu linkstama išskirti šias žvaigždes į atskirą kintamųjų žvaigždžių tipą'').
: <math> M_v5 log d = -2V + 4. 8142 \ log log_{10}(P ) - (13.43 \pm 0.1(B-V) \,+ 7.15</math> ▼== 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]]:
kur P yra pulsavimo periodas, o B ir V [[Džonsono mėlynasis ryškis|Džonsono mėlynasis]] ({{en|Johnson blue}}) ir regimasis ryškiai.<ref name='maj'/>
▲: <math> M_v = -2.81 log_{10}(P) - (1.43 \pm 0.1) \, </math>
Yra keletas cefeidžių tipų kurių ryškio priklausomybė nuo periodo šiek tiek skiriasi, bet nelabai daug ir šiuos tipus galima nustatyti.
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-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).
== Šaltiniai ==
| 