Cefeida de tip II
O cefeidă de tip II este o cefeidă mai ușoară aparținând populației II . Aceste stele au perioade cuprinse între 1 și 50 de zile [1] [2] . La fel ca toate variabilele Cepheid , variabilele de tip II prezintă o relație între strălucirea absolută a stelei și perioada de pulsație a acesteia [3] [4] [5] . Din acest motiv, cefeidele de tip II pot fi utilizate, la fel ca alte cefeide, ca lumânări standard pentru calcularea distanței până la centrul Căii Lactee , grupuri globulare și alte galaxii [6] [7] [8] [9] . Cu toate acestea, comparativ cu cefeidele clasice, cele de tip II sunt stele de populație II , foarte vechi, sărace în metale și distribuite în principal în halou galactic și în grupuri globulare [1] . Mai mult, având în vedere o anumită perioadă, acestea sunt mai slabe decât cefeidele clasice cu 1,6 magnitudini [10] . Sunt de obicei stele de masă mică-medie (0,5 - 0,6 M ☉ ) [11] .
Din punct de vedere istoric, cefeidele de tip II au fost numite și variabile W Virginis , dar se crede că W Vir este doar una dintre cele trei subclase în care sunt împărțite cefeidele de tip II în funcție de lungimea perioadelor lor. Stelele cu o perioadă cuprinsă între 1 și 4 zile sunt colectate în subclasa variabilelor BL Herculis ; cele cu o perioadă cuprinsă între 10 și 20 de zile aparțin subclasei variabilelor W Virginis, în timp ce cele cu o perioadă mai lungă de 20 de zile sunt variabile RV Tauri [1] [2] . Aceste subclase reprezintă, de asemenea, trei perioade diferite ale evoluției acestui tip de stele: variabilele BL Her sunt stele recent evadate din ramura orizontală , care își extind raza și le cresc luminozitatea. Prin urmare, dezvoltă un nucleu degenerat de carbon și oxigen și încep să fuzioneze heliu și hidrogen în două cochilii din afara nucleului degenerat. Variabilele W Vir sunt stele aparținând ramurii asimptotice a giganților (AGB), care, prin urmare, au dezvoltat pe deplin un nucleu degenerat de carbon și oxigen și care suferă instabilitate termică în învelișurile în care heliul și hidrogenul sunt fuzionați, instabilitate responsabilă de pulsații. În cele din urmă, variabilele RV Tau sunt stele într-o stare de evoluție mai avansată, adică în faza post-AGB , în care suferă pierderi semnificative de masă care îi vor determina să devină pitici albi într-o perioadă relativ scurtă [1] [11 ] ] .
O perioadă mai lungă, variabile mai strălucitoare ale cefeidelor de tip II au fost detectate în afara grupului local în galaxiile NGC 5128 și NGC 4258 [8] [12] [13] [14] .
Notă
- ^ a b c d G. Wallerstein, The Cepheids of Population II and Related Stars , în The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 114, nr. 797, 2002, pp. 689-699, DOI : 10.1086 / 341698 . Adus la 18 martie 2014.
- ^ a b I. Soszyński și colab. , Experimentul de lentilare gravitațională optică. Catalogul OGLE-III al Stelelor Variabile. II.Cefeidele de tip II și cefeidele anormale în marele nor de Magellan , în Acta Astronomica , vol. 58, 2008, pp. 293-312. Adus la 18 martie 2014.
- ^ A. Udalski și colab. , Experimentul de lentilare gravitațională optică. Cefeidele din norii magellanici. IV. Catalogul cefeidelor din Marele Nor Magellanic , în Acta Astronomica , vol. 49, 1999, pp. 223-317. Adus la 18 martie 2014.
- ^ I. Soszynski și colab. , Experimentul de lentilare gravitațională optică. Catalogul OGLE-III al stelelor variabile. I. Cefeide clasice în marele nor de Magellan , în Acta Astronomica , vol. 58, 2008, pp. 163-185. Adus la 18 martie 2014.
- ^ N. Matsunaga, M. Feast, J. Menzies, Relațiile perioadă-luminozitate pentru cefeidele de tip II și aplicarea lor , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 397, nr. 2, 2009, pp. 933-942, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.14992.x . Adus pe 19 martie 2014 .
- ^ M. Kubiak, A. Udalski, The Optical Gravitational Lensing Experiment. Populația a II-a Cefeidă în Bulge Galactic , în Acta Astronomica , vol. 53, 2003, pp. 117-131. Adus la 18 martie 2014.
- ^ N. Matsunaga și colab. , Relația perioadă-luminozitate pentru cefeidele de tip II în grupuri globulare , în Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , vol. 370, n. 4, 2006, pp. 1979-1990, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10620.x . Adus pe 19 martie 2014 .
- ^ a b D. Majaess, D. Turner, D. Lane, Cepheids de tip II ca lumânări la distanță extragalactică , în Acta Astronomica , vol. 59, 2009, pp. 403-418. Adus pe 19 martie 2014 .
- ^ D. Majaess, RR Lyrae și variabilele de tip II ale cefeidelor aderă la o relație comună la distanță , în Jurnalul Asociației Americane a Stelei Variabile , vol. 38, 2010, pp. 100-112. Adus pe 19 martie 2014 .
- ^ Variabile Cepheid , pe proiectul Caglow, Caglow. Adus pe 19 martie 2014 .
- ^ a b John R. Percy, Understanding Variable Stars , Cambridge, Cambridge University Press, 2007, p. 161, ISBN 978-0-521-23253-1 . Adus pe 19 martie 2014 .
- ^ LM Macri și colab. , A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and the Implications for the Hubble Constant , in The Astrophysical Journal , vol. 652, n. 2, 2006, pp. 1133-1149, DOI : 10.1086 / 508530 . Adus la 20 martie 2014.
- ^ L. Ferrarese și colab. , Discovery of Cepheids and a Distance to NGC 5128 , în The Astrophysical Journal , vol. 654, nr. 1, 2007, pp. 186-218, DOI : 10.1086 / 506612 . Adus la 20 martie 2014.
- ^ D. Majaess, The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) și Implicații pentru H0 , în Acta Astronomica , vol. 60, n. 2, 2010, pp. 121-136. Adus la 20 martie 2014.
Elemente conexe
linkuri externe
- Cefeidele de tip II , pe atlasul OGLE al curbelor variabile ale luminii stelelor . Adus la 20 martie 2014 .
