ცეფეიდებს უწოდებენ ცვალებადი ვარსკვლავების კლასს, რომელთა ნათობა პერიოდულად იცვლება - პულსირებს. ასეთი პულსირებების მიზეზია ცეფეიდების რადიუსის ცვალებადობა, რადიუსის გაზრდისას ვარსკვლავი ცივდება და სიკაშკაშე იკლებს, ხოლო შემცირებისას ვარსკვლავი ცხელდება და სიკაშკაშე მატულობს. ცეფეიდების ერთ-ერთი ცნობილი წარმომადგენელია პოლარული ვარსკვლავი.

ტერმინი ცეფეიდა პირველად გამოჩნდა 1784 წელს როდესაც ჯონ გუდრიკმა (John Goodricke) აღმოაჩინა პირველი პულსირებადი ვარსკვლავი დელტა ცეფეი (Delta Cephei) ცეფეის თანავარსკვლავედში.

ცეფეიდებს ყოფენ ორ კლასად.

I კლასის ცეფეიდები - ცვალებადი ვარსკვლავები რომელთა მასა 4-20 მზის მასის დიაპაზონშია და ნათობა დაახლოებით 100,000-ჯერ აჭარბებს მზისას. ნათობის ცვალებადობის პერიოდი შეიძლება აღწევდეს რამდენიმე თვეს, რადიუსის ცვლilება კი 25 %-ს. სპექტრულ კლასიფიკაციაში მათ უკავიათ ადგილი F6 - K2 დიაპაზონში.

II კლასის ცეფეიდები - ცვლადი ვარსკვლავები რომელთა მასა დაახლოებით 0.5 მზის მასის ტოლია, xolo ნათობის ცვალებადობის პერიოდია 1-50 დღე. როგორც წესი ესენი არიან უფრო ძველი ვარსკვლავები რომლებიც შეიძლება რკინასაც შეიცავდნენ.

ცეფეიდების დამახასიათებელი თვისება, რომ არსებობს თანაფარდობა მათ ნათობასა და პულსაციის პერიოდს შორის, ცეფეიდებს აქცევს ერთ-ერთ მნიშვნელოვან ინსტრუმენტად ასტრონომიული მანძილების გამოსათვლელად ე.წ. სტანდარტული სანთელის მეთოდით. ამ მეთოდისთვის იყენებენ რაიმე კაშკაშა ობიექტებს სამყაროში, როგორიცაა ზეახალა, ან I კლასის ცეფეიდა. მეთოდი დამყარებულია ფაქტზე, რომ რაიმე მნათობიდან წამოსული სინათლის ინტენსივობა უკუპროპორციულია ამ ობიექტამდე მანძილის კვადრატისა. მაგალითად, თუ ავიღებთ ორ სანთელს, რომელთა სინათლის ინტესივობა ტოლია და ერთს წავიღებთ უფრო შორს, ის ახლო მდებარე სანთელთან შედარებით უფრო მკრთალი მოგვეჩვენება.

ცეფეიდების მეთოდით რომელიმე შორეულ გალაქტიკამდე მანძილის გამოთვლა ხდება შემდეგნაირად: ჩვენს გალაქტიკაში ვპოულობთ ერთ-ერთ ცეფეიდას რომლის პულსაციის პერიოდი, ნათობა და დაშორება ცნობილია. შემდგომ ვეძებთ ამავე ტიპის ცეფეიდას შორეულ გალაკტიკაში და ნათობების შედარებით ვაფასებთ მის დაშორებას ჩვენგან. მანძილების შეფასების მეთოდით I კლასის ცეფეიდების გამოყენებით დააზუსტეს ჰაბლის მუდმივა, მზის გადახრა გალაქტიკური სიბრტყიდან და ჩვენი გალაქტიკის სპირალური სტრუქტურა.

გამოყენებული ლიტერატურა: http://en.wikiped...d_variable