Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων του «Παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες»

Ετικέτες: Επεξεργασία από κινητό Διαδικτυακή επεξεργασία από κινητό
==Μεταβλητοί αστέρες εντός της ζώνης αστάθειας==
===Κλασικοί Κηφείδες (δ Cephei)===
Αυτού του τύπου οι αστέρες πρωτοπαρατηρήθηκαν το 1784, αλλά τους δόθηκε ιδιαίτερο βάρος μετά την παρατήρηση της [[Χενριέτα Λίβιτ|]] (''Henrietta Swan Leavitt]]'') ότι υπάρχει μια σχέση ανάμεσα στη λαμπρότητά τους και την περίοδό τους. Συγκεκριμένα παρατήρησε ότι όσο πιο λαμπροί ήταν οι αστέρες τόσο μεγαλύτερη ήταν η περίοδός τους. Στο αποτέλεσμα αυτό έφθασε από την παρατήρηση άστρων αυτού του τύπου που βρίσκονταν στο [[Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου]]. Αυτό σήμαινε ότι επειδή οι αστέρες βρίσκονταν χονδρικά στην ίδια απόσταση, η σχέση που συνέδεε τα φαινόμενα μεγέθη τους θα έπρεπε να συνδέει και τα απόλυτα μεγέθη και άρα η σχέση λαμπρότητας-περιόδου ήταν στην πραγματικότητα σχέση απόλυτης λαμπρότητας-περιόδου. Με άλλα λόγια αν μπορούσαμε να μετρήσουμε την περίοδο ενός τέτοιου άστρου θα μπορούσαμε να προσδιορίσουμε το απόλυτο μέγεθος και μετρώντας το φαινόμενο μέγεθος θα μπορούσαμε να προσδιορίσουμε την απόστασή του. Όλα αυτά με την προϋπόθεση ότι θα μπορούσε να μετρηθεί με ανεξάρτητη μέθοδο η απόσταση ενός κλασικού Κηφείδα για να μπορέσουμε να βαθμονομήσουμε τη σχέση λαμπρότητας-περιόδου. Τελικά η σχέση που προέκυψε είναι <br><br>
<math> \log \frac{\left \langle L \right \rangle }{L_{\bigodot}} \, = 1.15 \log \Pi^d \, +2.47 </math> <br><br>
ή <br> <br>
83.354

επεξεργασίες