Cefeida: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
m Robot inserta {{Commonscat}} que enllaça amb commons:category:Cepheid variables |
Cap resum de modificació |
||
Línia 4:
Una cefeida és usualment un estrella gegant groga, que polsa regularment per expansió i contracció en una oscil·lació regular de la lluminositat. Les modulacions de lluminositat que presenta una cefeida durant tot el cicle, solen estar compreses entre un mínim de la magnitud 0,35 i un màxim d'1,5, el qual correspon a un increment de quatre vegades el flux de l'estrella. Una de les característiques principals que permet de distingir les cefeides d'altres estrelles variables és que l'amplitud de la corba de llum varia segons la banda de l'espectre visual en la qual s'observa. Especialment, les modulacions apareixen més acusades en longituds d'ona inferiors, típicament en el blau i en l'ultraviolat més que en el vermell. Pel que fa als períodes de les cefeides, estan compresos entre 0,2 i 100 dies, encara que els valors estan distribuïts de diferent manera en la nostra galàxia que en els Núvols de Magallanes. En la majoria dels casos, les corbes de llum de les cefeides es caracteritzen per un perfil més aviat asimètric, amb un ràpid ascens cap a la lluminositat màxima i un descens més lent cap a la mínima.
La comparança entre les corbes de llum de diverses varíables cefeides 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 genèricament mostren variacions de magnitud més sensibles.
== Mecanismes de pulsació ==
La lluminositat d'una estrella depèn de la temperatura 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 temperatura poden tenir lloc a conseqüència d'una sèrie de contraccions
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 característiques de la pròpia estrella. Segons aquest model, la 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 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 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 seves dimensions, cosa que significa que és màxima quan el radi és mínim, i viceversa.▼
▲la lluminositat d'una variable cefeida és inversament proporcional a les
== Les cefeides com a indicadors de distància ==
Existeix una relació, anomenada ''llei del període i la lluminositat'', que vincula directament la magnitud absoluta d'una estrella cefeida, calculada en el màxim de la seva corba, amb la duració del seu període de pulsació. L'augment de la lluminositat de les cefeides en funció del període, determinat a partir de la relació entre període i lluminositat, és compatible amb la teoria de la pulsació estel·lar, segons la qual la lluminositat depèn del radi i, alhora, aquest darrer és proporcional al període.
La conseqüència més important de la relació entre període i 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).▼
Per aquest motiu, les cefeides tenen també l'important paper d'indicadors de distància (per això, a vegades, se les anomena els «fars estàndard» de l'Univers).▼
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.▼
▲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).
▲d'indicadors de distància (per això, a vegades, se les anomena els «fars
▲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.
Amb les dades més recents, la relació obtinguda empíricament entre el període ''P'' (en dies) i la magnitud absoluta ''M<sub>v</sub>'' és donada per
| |||