Viquipèdia

Cefeida: diferència entre les revisions

Exploració interactiva de l'historial
← Edició anteriorEdició següent →
Contingut suprimit Contingut afegit
VisualWikitext
Cap resum de modificació
m Bot: Parsoid bug phab:T107675
Línia 5:
 
La comparança entre les corbes de llum de diverses varíables cefeides
<nowiki> </nowiki>sembla haver demostrat l'existència d'una correlació sistemàtica entre
l'amplitud de la corba de llum i el valor del període de pulsació. Per
altra banda, les cefeides amb un període més llarg són també les que
Línia 12:
== Mecanismes de pulsació ==
La lluminositat d'una estrella depèn de la temperatura
<nowiki> </nowiki>superficial, i de les dimensions de la superfície emissora. Les
variacions periòdiques de la temperatura poden produir les modulacions
de lluminositat observades. En el cas de les cefeides, les variacions de
<nowiki> </nowiki>temperatura poden tenir lloc a conseqüència d'una sèrie de contraccions
<nowiki> </nowiki>i expansions radials de la pròpia estrella entorn d'un valor mitjà del
radi. El període de pulsació d'una cefeida seria proporcional al valor
mitjà del radi que, al seu torn, depèn intrínsecament de les
Línia 22:
contracció de l'estrella produeix un augment de temperatura en les
regions centrals i, per tant, del nombre de reaccions nuclears, la qual cosa, al seu torn, provoca un augment global de la lluminositat. Després, l'augment d'energia alliberada tendeix a detenir la contracció de l'estrella
<nowiki> </nowiki>i a produir una dilatació de les capes més externes. Després de
l'expansió, l'estrella es refreda, amb la consegüent disminució de la
lluminositat. Arribada a certa temperatura mínima, l'expansió es deté i el radi
<nowiki> </nowiki>de l'estrella s'ajusta al voltant d'una posició d'equilibri. Per tant,
la lluminositat d'una variable cefeida és inversament proporcional a les
<nowiki> </nowiki>seves dimensions, cosa que significa que és màxima quan el radi és
mínim, i viceversa.
 
Línia 36:
lluminositat és que proporciona un mètode raonablement segur per a
avaluar la magnitud absoluta d'una cefeida. Una vegada coneguda aquesta magnitud, és possible conèixer-ne la distància calculant la relació amb la magnitud aparent observada (l'anomenat mòdul de distància).
<nowiki> </nowiki>Per aquest motiu, les cefeides tenen també l'important paper
d'indicadors de distància (per això, a vegades, se les anomena els «fars
<nowiki> </nowiki>estàndard» de l'Univers).
<nowiki> </nowiki>Com a tals, tenen una importància enorme en astronomia perquè permeten
mesurar les distàncies extragalàctiques. Per exemple, la identificació
d'una cefeida en una galàxia distant permet mesurar-ne el període de pulsació i la magnitud aparent, dades amb les quals podrem conèixer immediatament la distància de l'estel i, alhora, la de la galàxia que el conté.
Línia 49:
Les cefeides poden dividir-se en dues subclasses. A la primera
pertanyen les anomenades cefeides clàssiques, que són estrelles de població I,
<nowiki> </nowiki>és a dir, estels molt jóvens, amb una edat de 100 milions d'anys
aproximadament, localitzats amb preferència en els braços espirals de la
<nowiki> </nowiki>nostra galàxia. Les cefeides clàssiques són supergegants, considerablement majors, amb una massa equivalent a moltes masses solars, i són de 500 a 30.000 vegades més brillants que el Sol, malgrat que la seva temperatura superficial és poc més elevada (''T'' = 10.000 K).
 
La segona classe és la de les cefeides de tipus W Virginis,
anomenades així pel nom de l'estrella prototip. Es tracta d'estrelles
més velles i que, per tant, pertanyen a la població II. A diferència de la cefeides, es troben en el nucli i en l'halo de la nostra galàxia, especialment en l'interior dels cúmuls globulars.
<nowiki> </nowiki>Les W Virginis tenen també períodes de pulsació més breus respecte a
les cefeides clàssiques, generalment inferiors a 18 dies, i,
intrínsecament, són menys lluminoses: aproximadament un parell de
Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/wiki/Cefeida»