Cefeid typu II - Type II Cepheid - Wikipedia

H-R diagram znázorňující umístění cefeidů typu II v pás nestability

Cefeidy typu II jsou proměnné hvězdy které pulzují s obdobími obvykle mezi 1 a 50 dny.[1][2] Oni jsou populace II hvězdy: staré, obvykle kovové předměty s nízkou hmotností.[1]

Jako všichni Cefeidovy proměnné „Typ IIs vykazují a vztah mezi hvězdami zářivost a pulzační období, což je činí užitečnými jako standardní svíčky pro stanovení vzdáleností, kde je k dispozici málo dalších údajů[3][4]

Dlouhodobější cefeidy typu II, které jsou světelnější, byly detekovány i za hranicemi Místní skupina v galaxiích NGC 5128 a NGC 4258.[5][6][7][8]

Klasifikace

R Scuti Světelná křivka (AAVSO)

Historicky se volali cefeidy typu II W Proměnné Virginis, ale nyní jsou rozděleny do tří podtříd podle délky jejich období. Hvězdy s obdobími mezi 1 a 4 dny jsou z BL Herculis podtřída a 10–20 dní patří W Virginis podtřída. Hvězdy s obdobími delšími než 20 dní a obvykle se střídajícími se hlubokými a mělkými minimy patří k RV Tauri podtřída. Proměnné RV Tauri jsou obvykle klasifikovány podle formálního období od hlubokého minima do hlubokého minima, tedy 40 dní nebo více.[1][2]

Rozdíly mezi typy nejsou vždy jasné nebo dohodnuté. Například dělicí čára mezi typy BL Her a W Vir je uvedena na cokoli mezi 4 a 10 dny, bez zjevného rozdělení mezi nimi. Proměnné RV Tau nemusí mít zjevná střídavá minima, zatímco některé hvězdy W Vir ano. Nicméně se předpokládá, že každý typ představuje zřetelně odlišné vývojové stádium, přičemž její hvězdy BL Her jsou objekty hélia jádra pohybující se od vodorovná větev směrem k asymptotická obří větev (AGB), hvězdy W Vir podstupující hoření vodíku nebo helia na a modrá smyčka a hvězdy RV Tau jsou objekty po AGB na konci jaderné fúze nebo blízko něj.

Zejména hvězdy RV Tau vykazují nepravidelnosti ve svých světelných křivkách, s pomalými změnami jasu maxim i minim, odchylkami v období, intervaly s malými odchylkami a někdy dočasným rozpadem chaotického chování. R Scuti má jednu z nejvíce nepravidelných světelných křivek.

Vlastnosti

Fyzikální vlastnosti všech cefeidových proměnných typu II jsou velmi málo známé. Například se očekává, že mají hmoty blízko nebo pod hmotností Slunce, ale existuje několik příkladů spolehlivých známých hmot.[9]

Vztah mezi dobou a svítivostí

Cefeidy typu II jsou slabší než jejich klasická cefeida protějšky pro dané období asi o 1,6 velikosti.[10] Cefeidovy proměnné se používají ke stanovení vzdálenosti k Galaktické centrum, kulové hvězdokupy, a galaxie.[5][11][12][13][14][15][16]

Příklady

Cefeidy typu II nejsou tak dobře známé jako jejich protějšky typu I, pouze s několika příklady pouhým okem. V tomto seznamu je periodou citovanou pro proměnné RV Tauri interval mezi po sobě jdoucími hlubokými minimy, tedy dvojnásobkem srovnatelné periody pro ostatní podtypy.

Tohle je dynamický seznam a nikdy nemusí být schopen splnit určité standardy pro úplnost. Můžete pomoci přidání chybějících položek s spolehlivé zdroje.
Označení (název)SouhvězdíMaximum Zdánlivá velikost (mproti)Minimální Zdánlivá velikost (mproti)Rozsah velikostiDobaSpektrální třídaPodtypKomentář
RU CamelopardalisCamelopardalis8.19.791.6122 dC0,1-C3,2e (K0-R0)W VirUhlík -bohatý[17]
Kappa PavonisPavo3.914.780.879.09423 dF5-G5I-IIW Virnejjasnější člen
R ScutiPotopit4.28.64.4146.5 dG0Iae-K2p (M3) IbeRV Taunejjasnější člen
RV TauriBýk9.513.54.078.5 dG2eIa-M2IaRV Tauprototyp
RT Trianguli AustralisTriangulum Australe9.4310.180.351.9461124 dF8: (R) -G2I-IIBL jibohatý na uhlík[18]
AL VirginisPanna9.109.920.8210.3065 dF0-F8W Vir 
W VirginisPanna9.4610.750.8717.2736 dF0Ib-G0IbW Virprototyp

Reference

  1. ^ A b C Wallerstein, George (2002). „Cefeidy populace II a příbuzné hvězdy“. Publikace astronomické společnosti Pacifiku. 114 (797): 689–699. Bibcode:2002PASP..114..689W. doi:10.1086/341698.
  2. ^ A b Soszyński, I .; Udalski, A .; Szymański, M. K .; Kubiak, M .; Pietrzyński, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K .; Poleski, R. (2008). „Experiment s optickým gravitačním čočkováním. Katalog proměnných hvězd OGLE-III. II. Cefeidy typu II a anomální cefeidy ve Velkém Magellanově mračnu“. Acta Astronomica. 58: 293. arXiv:0811.3636. Bibcode:2008 AcA .... 58..293S.
  3. ^ Udalski, A .; Soszynski, I .; Szymanski, M .; Kubiak, M .; Pietrzynski, G .; Wozniak, P .; Zebrun, K. (1999). „Experiment s optickým gravitačním čočkováním. Cefeidy v Magellanově mračnech. IV. Katalog cefeid z Velkého Magellanova mračna“. Acta Astronomica. 49: 223–317. arXiv:astro-ph / 9908317. Bibcode:1999 AcA .... 49..223U.
  4. ^ Soszynski, I .; Poleski, R .; Udalski, A .; Szymanski, M. K .; Kubiak, M .; Pietrzynski, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K. (2008). „Experiment s optickým gravitačním čočkováním. Katalog proměnných hvězd OGLE-III. I. Klasické cefeidy ve velkém Magellanově mračnu“. Acta Astronomica. 58: 163. arXiv:0808.2210. Bibcode:2008AcA .... 58..163S.
  5. ^ A b Majaess, D .; Turner, D .; Lane, D. (2009). "Cefeidy typu II jako svíčky na extragalaktickou vzdálenost". Acta Astronomica. 59 (4): 403. arXiv:0909.0181. Bibcode:2009AcA .... 59..403 mil.
  6. ^ Macri, L. M .; Stanek, K. Z .; Bersier, D .; Greenhill, L. J .; Reid, M. J. (2006). „Nová vzdálenost cefeid k galaxii Maser-Host NGC 4258 a její důsledky pro Hubbleovu konstantu“. Astrofyzikální deník. 652 (2): 1133–1149. arXiv:astro-ph / 0608211. Bibcode:2006ApJ ... 652.1133M. doi:10.1086/508530.
  7. ^ Ferrarese, Laura; Mold, Jeremy R .; Stetson, Peter B .; Tonry, John L .; Blakeslee, John P .; Ajhar, Edward A. (2007). „Objev cefeidů a vzdálenost k NGC 5128“. Astrofyzikální deník. 654 (1): 186–218. arXiv:astro-ph / 0605707. Bibcode:2007ApJ ... 654..186F. doi:10.1086/506612.
  8. ^ Majaess, D. (2010). „Cefeidy Kentaura A (NGC 5128) a důsledky pro H0“. Acta Astronomica. 60 (2): 121. arXiv:1006.2458. Bibcode:2010AcA .... 60..121 mil.
  9. ^ Harris, Hugh C .; Welch, Douglas L. (září 1989). "Binární typ II cefeidy IX CAS a TX Del". Astronomický deník. 98: 981. Bibcode:1989AJ ..... 98..981H. doi:10.1086/115190.
  10. ^ "Cepheid Variables". Týdenní téma. Caglow. Citováno 30. ledna 2012.
  11. ^ Kubiak, M .; Udalski, A. (2003). „Experiment s optickým gravitačním čočkováním. Cefeidy populace II v galaktické bouli“. Acta Astronomica. 53: 117. arXiv:astro-ph / 0306567. Bibcode:2003AcA .... 53..117 tis.
  12. ^ Matsunaga, Noriyuki; Fukushi, Hinako; Nakada, Yoshikazu; Tanabé, Toshihiko; Svátek, Michael W .; Menzies, John W .; Ita, Yoshifusa; Nishiyama, Shogo; et al. (2006). "Vztah periody a svítivosti pro cefeidy typu II v kulových hvězdokupách". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 370 (4): 1979–1990. arXiv:astro-ph / 0606609. Bibcode:2006MNRAS.370.1979M. doi:10.1111 / j.1365-2966.2006.10620.x.
  13. ^ Svátek, Michael W .; Laney, Clifton D .; Kinman, Thomas D .; van Leeuwen, podlaha; Whitelock, Patricia A. (2008). "Světelnost a stupnice vzdáleností proměnných Cepheid a RR Lyrae typu II". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 386 (4): 2115. arXiv:0803.0466. Bibcode:2008MNRAS.386.2115F. doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13181.x.
  14. ^ Majaess, Daniel J .; Turner, David G .; Lane, David J. (2009). "Charakteristiky galaxie podle cefeidů". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 398 (1): 263–270. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009MNRAS.398..263M. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.15096.x.
  15. ^ Majaess, D. J. (2010). „RR Lyrae a cefeidové proměnné typu II dodržují společný vztah na dálku“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 38 (1): 100–112. arXiv:0912.2928. Bibcode:2010JAVSO..38..100M.
  16. ^ Matsunaga, Noriyuki; Svátek, Michael W .; Menzies, John W. (2009). "Vztahy periody a svítivosti pro cefeidy typu II a jejich aplikace". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 397 (2): 933. arXiv:0904.4701. Bibcode:2009MNRAS.397..933M. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.14992.x.
  17. ^ Kipper, Tõnu; Klochková, Valentina G. (2007). "Optická spektroskopie RU Cam, pulzující uhlíkové hvězdy". Baltská astronomie. 16: 383–96. arXiv:0706.2969. Bibcode:2007BaltA..16..383K.
  18. ^ Wallerstein, George; Matt, Sean; Gonzalez, Guillermo (2000), „The Carbon Cepheid RT Trianguli Australis: Additional Evidence of Triple-α and CNO Cycling“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 311 (2): 414–22, Bibcode:2000MNRAS.311..414W, doi:10.1046 / j.1365-8711.2000.03064.x

externí odkazy