Цефеїди II типу
З Вікіпедії, вільної енциклопедії
З Вікіпедії, вільної енциклопедії
Цефеїди II типу (лат. type II Cepheids) — пульсуючі змінні зорі з періодами пульсацій від 1 до 50 діб[1][2]. Є представниками населення II типу — старими, зазвичай малометалічними та маломасивними об'єктами[1].
Як і всі цефеїди, цефеїди II типу мають зв'язок між світністю і періодом пульсації, що дозволяє використовувати дані об'єкти як стандартні свічки для визначення відстані[3][4].
Цефеїди II типу з більш довгими періодами пульсації яскравіші, їх виявили і за межами Місцевої групи в галактиках NGC 5128 та NGC 4258[5][6][7][8].
Історично цефеїди II типу називалися змінними типу W Діви, але в даний час[коли?] їх ділять на три підкласи на основі тривалості періоду[джерело?]:
Поділ між підкласами не завжди чіткий і узгоджений. Наприклад, межа між змінними типу BL Геркулеса та типу W Діви у різних джерелах проходить від 4 до 10 днів[джерело?], фіксованого значення немає[сумнівно ]. Змінні типу RV Тельця можуть не мати добре помітного чергування мінімумів, а у деяких змінних типу W Діви воно може спостерігатися.
Вважається, що ці підкласи являють собою різні етапи еволюції, при цьому зорі типу BL Геркулеса здійснюють горіння гелію і віддаляються від горизонтальної гілки до асимптотичної гілки гігантів, зорі типу W Діви здійснюють горіння водню або гелію в сферичному шарі і знаходяться на блакитній петлі діаграми Герцшпрунга — Рассела, а зорі типу RV є об'єктами на стадії після асимптотичної гілки гігантів і близькі до завершення ядерних реакцій.
Змінні типу RV Тельця часто мають неправильні криві блиску з повільними варіаціями в періоді та в блиску в максимумах і мінімумах, іноді поведінка стає хаотичною. Зоря R Щита має одну з найбільш неправильних кривих блиску.
Фізичні властивості всіх цефеїд II типу відомі досить погано. Наприклад, передбачається, що вони мають маси близько або нижче маси Сонця, але є лише кілька прикладів з надійно встановленими масами[9].
Цефеїди II типу слабші від класичних цефеїд того ж періоду приблизно на 1,6 зоряної величини[10][недоступне посилання]. Як і класичні цефеїди, вони використовуються для визначення відстаней до центру Галактик, кулястих скупчень і галактик[5][11][12][13][14][15][16].
Цефеїди ІІ типу не так добре відомі, як цефеїди І типу. Неозброєним оком видно лише кілька таких зір. У наведеному нижче списку період, зазначений для зір типу RV Тельця, є інтервалом між послідовними глибокими мінімумами, тобто це подвоєний період порівняно з іншими підтипами.
| Позначення (назва) | Сузір'я | Максимум блиску (mv) | Мінімум блиску (mv) | Інтервал зв. величин | Період, д | Спектральний клас | Підтип | Коментар |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| RU Жирафа | Жираф | 8,1 | 9,79 | 1,61 | 22 | C0,1-C3,2e(K0-R0) | W Діви | вуглецева зірка[17] |
| Каппа Павліна | Павич | 3,91 | 4,78 | 0,87 | 9,09423 | F5-G5I-II | W Діви | найяскравіший представник |
| R Щита | Щит | 4,2 | 8,6 | 4,4 | 146,5 | G0Iae-K2p(M3)Ibe | RV Тельця | найяскравіший представник |
| RV Тельця | Телець | 9,5 | 13,5 | 4,0 | 78,5 | G2eIa-M2Ia | RV Тельця | прототип |
| RT Південного Трикутника | Південний трикутник | 9,43 | 10,18 | 0,35 | 1,9461124 | F8:(R)-G2I-II | BL Геркулеса | вуглецева зірка[18] |
| AL Діви | Діва | 9,10 | 9,92 | 0,82 | 10,3065 | F0-F8 | W Діви | |
| W Діви | Діва | 9,46 | 10,75 | 0,87 | 17,2736 | F0Ib-G0Ib | W Діви | прототип |
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
