Зависимость период — светимость

SDSS.. www.sdss.org максимальному блесу..[8][9]

Ливитт, выпускница Колледжа Рэдклиффа, работала в Гарвардской обсерватории в качестве вычислителя; она занималась анализом фотопластинок, измерением и каталогизацией блеска звёзд. Директор обсерватории, Эдвард Чарльз Пикеринг привлёк Ливитт к исследованию переменных звёзд в Большом и Малом Магеллановых Облаках, наблюдения которых проводились на станции Гарвардской обсерватории в Перу. Ливитт обнаружила 1777 переменных звёзд, 47 из которых отнесла к классу цефеид. В 1908 году она опубликовала результаты в Анналах астрономической обсерватории Гарвардского колледжа, отметив, что цефеиды с большим блеском обладают большим периодом пульсации.[10] Основываясь на данной работе, Ливитт тщательно исследовала полученное соотношение между периодом и яркостью выборки из 25 цефеид Малого Магелланова Облака, опубликованных в 1912 году.[8] Эта статья была отправлена и подписана Пикерингом, хотя в первом предложении отмечалось, что работа была подготовлена мисс Ливитт.

В статье 1912 года Ливитт изобразила звёздную величину объектов в зависимости от логарифма периода и определила, что, по её словам, можно провести две прямые линии через точки, соответствующие максимумам и минимумам блеска, то есть существует простая зависимость между звёздной величиной цефеид и их периодом пульсации.[8] Используя упрощающее предположение о том, что все цефеиды в Малом Магеллановом Облаке расположены приблизительно на одном расстоянии, можно считать, что видимая звёздная величина каждой звезды соответствует абсолютной звёздной величине, смещённой на фиксированное число, связанное с расстоянием. Такое допущение позволило Ливитт показать, что логарифм периода пульсации линейно связан с логарифмом среднего значения светимости цефеиды в оптическом диапазоне.[11]

В то же время, масштабный параметр был неизвестен, поскольку точно не было известно расстояние до Магеллановых Облаков. Ливитт выражала надежду, что параллаксы до некоторых цефеид удастся измерить; спустя год после публикации результатов Ливитт Эйнар Герцшпрунг определил расстояния до нескольких цефеид Млечного Пути. Используя их в качестве калибровки, можно было определить расстояние до любой цефеиды с известным периодом пульсации.[11]

Соотношение использовал Харлоу Шепли в 1918 году для определения расстояний до шаровых скоплений и абсолютных звёздных величин переменных звёзд в скоплениях. Тогда ещё не было известно, что существует различие в соотношениях для разных типов переменных звёзд, в целом относимых к цефеидам. Различие подтвердил Эдвин Хаббл в своей работе 1931 года о шаровых скопления вокруг Галактики Андромеды. До 1950-х годов не удавалось найти решение проблемы, и только в это время было показано, цефеиды II типа населения систематически слабее, чем цефеиды I типа. Переменные звёзды в скоплениях (переменные типа RR Лиры) ещё слабее.[12]

Зависимость светимости от периода известна для нескольких типов пульсирующих переменных звёзд: цефеид I типа населения, цефеид II типа населения, звёзд типа RR Лиры, мирид и других долгопериодических переменных звёзд.[13]

Классические цефеиды

Зависимость период—светимость для цефеид

Зависимость период — светимость для классических цефеид калибровали многие астрономы в течение XX века, начиная с Герцшпрунга.[14] Проведение калибровки сопряжено с рядом сложностей; тем не менее, в 2007 году Benedict и коллеги создали надёжную калибровку по данным о измеренных с помощью телескопа Хаббл тригонометрических параллаксах 10 ближайших к Солнцу цефеид.[15] В 2008 году астрономы ESO определили расстояние до цефеиды RS Кормы с точностью 1 % по данным о световом эхе туманности, в которую погружена звезда.[16] Однако этот результат оспаривается в ряде статей.[17]

Для цефеид первого типа населения существует следующее соотношение между периодом пульсации P и средней абсолютной звёздной величиной M_v, полученное по данным о тригонометрических параллаксах 10 ближайших к Солнцу цефеид:

${\displaystyle M_{\mathrm {v} }=(-2.43\pm 0.12)\left(\log _{10}P-1\right)-(4.05\pm 0.02)\,,}$

где P измеряется в сутках. [18][15] Также для вычисления расстояния d до цефеид можно использовать следующее соотношение:

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.34\log _{10}{P}-2.45(V-I)+7.52\,.}$[15]

или

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.37\log _{10}{P}-2.55(V-I)+7.48\,.}$[19]

I и V являются средними значениями видимой звёздной величины в ближней инфракрасной и видимой частях спектра.

Фазовая кривая блеска переменной звезды Дельта Цефея.

Классические цефеиды (также известные как цефеиды I типа населения или переменные типа Дельты Цефея) испытывают пульсации с хорошо сохраняющимся периодом протяжённостью от дней до месяцев. Цефеиды были открыты в 1784 году Эдвардом Пиготтом. Первым открытым объектом такого типа стала Эта Орла,[20] а несколько месяцев спустя Джон Гудрайк обнаружил переменность у Дельты Цефея, давшей название всему классу переменных звёзд такого типа.[21] Большинство цефеид открывают по характерному виду кривой блеска: быстрый подъём светимости и острый пик при переходе к снижению блеска.

Классические цефеиды в 4-20 раз массивнее Солнца[22] и до 100 000 раз ярче.[23] Такие цефеиды являются жёлтыми яркими гигантами и сверхгигантами спектральных классов F6 — K2, а их радиусы могут меняться на величину до 10 % в цикле пульсации.[24]

Работа Ливитт по исследованию цефеид в Магеллановых Облаках привела к открытию связи между светимостью и периодом пульсации цефеид. Её открытие позволило астрономам измерять расстояние до других галактик. Со временем цефеиды были открыты в других галактиках, таких как Галактика Андромеды (Эдвин Хаббл, 1923-24), после чего стало понятно, что «спиральные туманности» являются независимыми галактиками вне Млечного Пути. Открытие Ливитт позволило Харлоу Шепли показать, что Солнце не находится в центре Галактики, а Эдвину Хабблу — доказать, что Млечный Путь не находится в центре Вселенной. Начался новый этап астрономии, связанный с изучением структуры и масштабов Вселенной.[25] Хаббл считал, что Ливитт заслуживала Нобелевскую премию за свою работу,[26] она была номинирована на звание члена Академии наук Швеции в 1924 году, но лишь спустя три года после смерти.[27][28].