| http://dbpedia.org/ontology/abstract
|
Uma estrela Cefeida é uma estrela gigante … Uma estrela Cefeida é uma estrela gigante ou supergigante amarela, de 4 a 15 vezes mais massiva e de 100 a 30 000 vezes mais brilhante que o Sol. A luminosidade desse tipo de estrela varia de 0,1 a 2 magnitudes em um período bem definido, compreendido entre 1 e 100 dias. Pertence à classe de estrela variável pulsante e ocupa a chamada "faixa de instabilidade" do diagrama de Hertzsprung-Russel. O nome "cefeida" vem do protótipo de estrela Delta Cephei. Ela tem um papel importante na determinação de distâncias extragaláticas.determinação de distâncias extragaláticas.
, La cefeide è un tipo di stella gigante che … La cefeide è un tipo di stella gigante che pulsa radialmente, aumentando e diminuendo il suo diametro, la temperatura e la luminosità con un periodo che può variare da poche ore a centinaia di giorni. Il nome "cefeidi" deriva dalla stella prototipo: delta Cephei, la seconda stella di questo tipo a essere scoperta. La prima cefeide osservata fu, in effetti, eta Aquilae. Successive osservazioni hanno individuato cefeidi prima nelle due nubi di Magellano, e poi in altre galassie. Le cefeidi costituiscono una classe di stelle abbastanza eterogenea per colore, temperatura effettiva, dimensioni e composizione stellare. Il meccanismo di opacità delle cefeidi alla base della loro pulsazione, consiste sostanzialmente nella ionizzazione del gas contenuto negli strati superficiali: solitamente si tratta di elio. Le cefeidi sono tra gli indicatori più precisi di distanza nel cosmo (chiamati in gergo: "candele standard").La distanza delle cefeidi infatti è calcolabile precisamente confrontando le due misure di periodo e magnitudine apparente: si è scoperto infatti che per queste stelle il valore della luminosità corrisponde esattamente al valore del periodo. Le cefeidi sono divise in due tipi a seconda della massa: pesanti (tipo I, più diffuse) e leggere (tipo II).(tipo I, più diffuse) e leggere (tipo II).
, Cefeida je pulsující proměnná hvězda, její … Cefeida je pulsující proměnná hvězda, jejíž perioda pulsů je přímo závislá na její absolutní magnitudě, tedy i zářivém výkonu. Pulsace způsobuje pravidelné smršťování a rozpínání jejích podpovrchových vrstev. Název byl odvozen od hvězdy Delta Cephei v souhvězdí Cefea. Periody cefeid se pohybují mezi třemi a třiceti dny. Významnou astronomkou zabývající se cefeidami a jejich použitím pro výpočet vzdálenosti z jejich periody pulsace byla Henrietta Swan Leavittová. Díky výskytu cefeid ve vzdálenostech, které mohou být přesně měřeny paralaxně, byl nalezen spolehlivý empirický vztah mezi periodou pulsů a absolutní svítivostí (tu je možno určit ze známé vzdálenosti). Díky tomu se cefeidy využívají jako tzv. standardní svíčky ke zjišťování vzdáleností galaxií a kulových hvězdokup, protože světelné křivky je možno určovat na vzdálenosti mnohonásobně větší.určovat na vzdálenosti mnohonásobně větší.
, Zefeida izar aldakor bat erradialki pultsa … Zefeida izar aldakor bat erradialki pultsatzen duen izar mota bat da, tenperatura zein diametroa aldatuz dizdira aldaketak periodo eta zabaltasun egonkor eta erregularrekin eragiteko. Euren argitasuna eta pultsazio periodoaren arteko harreman zuzen batek Zefeidentzat galaxian eta galaxiatik kanpo distantziak ezartzeko adierazle garrantzitsu bezala duten egoera ziurtatzen dute. Zefeida izena Delta Cephei izarretik dator, Cepheus konstelazioko izarra, 1784an John Goodrickek aurkitu zuena eta aurkitutako mota honetako lehen izarra dena.rkitutako mota honetako lehen izarra dena.
, Una cefeida o variable cefeida és una clas … Una cefeida o variable cefeida és una classe particular d'estrella variable, la lluminositat de les quals varia de forma periòdica. Les cefeides -anomenades així pel nom del prototip d'aquesta classe, l'estrella δ Cephei- presenten modulacions periòdiques de lluminositat extremadament regulars i, de les variables polsants, són les que presenten menors irregularitats a la durada del període de polsació. Actualment s'han observat més de 400 cefeides a la nostra galàxia, i unes altres 1.000 s'han identificat als Núvols de Magalhães, dues de les galàxies satèl·lits de la nostra. A més s'ha observat un nombre significatiu de cefeides a galàxies properes. Són especialment destacables perquè presenten una correlació entre el període de pulsació i la magnitud absoluta. Gràcies a aquesta correlació (descoberta per Henrietta Swan Leavitt el 1912), les cefeides poden ser usades com un far estàndard per determinar la distància als cúmuls globulars o les galàxies. Des que va poder ser calibrada la relació entre període i lluminositat usant les estrelles més properes, les distàncies calculades amb aquest mètode són potser les més precises de què disposem.n potser les més precises de què disposem.
, Een Cepheïde is een ster die radiaal pulse … Een Cepheïde is een ster die radiaal pulseert, veranderlijk in zowel diameter als temperatuur, waardoor ze veranderingen in lichtkracht vertoont. Deze sterren produceren hierbij stabiele en welbekende perioden en amplituden. Een sterk direct verband tussen de periode en de absolute magnitude zorgt ervoor dat Cepheïden als belangrijke astronomische ijkpunten gebruikt kunnen worden. Deze robuuste eigenschap van klassieke Cepheïden werd in 1908 ontdekt door Henrietta Leavitt, nadat zij duizenden veranderlijke sterren bestudeerde in de Magelhaense wolken. Dankzij deze ontdekking kon de ware lichtkracht afgeleid worden door simpelweg de periode van pulsatie te observeren. Door de absolute magnitude dan te vergelijken met de schijnbare magnitude, kan de afstand tot de ster worden bepaald. Voor het bepalen van afstanden tot spiraalvormige sterrenstelsels of de Hubbleconstante worden ze dan ook veel gebruikt. De term Cepheïde is afgeleid van het prototype Delta Cephei in het sterrenbeeld Cepheus, ontdekt door John Goodricke in 1784. De periode van een Cepheïde ligt tussen 1 dag en enkele maanden, bij Delta Cephei is dat 5,366 dagen. De magnitude van Delta Cephei wisselt tussen 3,6 en 4,3, het spectraaltype varieert dan van F5 tot G2. De bekendste Cepheïde is Polaris. tot G2. De bekendste Cepheïde is Polaris.
, متغير سيفيدي أو متغير قيفاويّ Cepheids هو … متغير سيفيدي أو متغير قيفاويّ Cepheids هو أهمّ النّجوم النّابضة وأشهرها على الإطلاق. سمّي هذا النّمط كذلك نسبة إلى دلتا الملتهب أوّل نجم مكتشف من هذه الفئة، وهو موجود في كوكبة الملتهب. النجوم المتغيرة القيفاوية هي نجوم ضخمة جدا أكبر حجماً من الشمس أكثر من 200 مرة، ساخنة جدا بحيث تنطلق منها مادة وغازات ورياح نجمية على دورات. يمكن تقسيم هذه الفئة من النجوم الضخمة شديدة النشاط إلى ثلاثة أنماط أساسيّة هي:
* اشباه «دلتا قيفاوس» Delta Cephei وهي من الجمهرة الأولى.
* اشباه متغير العذراء السادس W Virginis وهي من الجمهرة الثانية.
* اشباه متغير الشلياق العاشر RR Lyrae وهي من الجمهرة الثانية. يكمن سبب تغيّر إشعاع هذه النّجوم في تكوّن موجات مادية صوتيّة في داخل النّجم ما يؤدّي إلى تمدد ثم إلى انقباض. يمكن حساب القدر المطلق للنجم إذا قيست دورة التغير، واعتبار المسافة التي تفصلنا عنه، استنادا إلى علاقة إشعاع النجم بالدورة، اكتشفت تلك العلاقة هنريتا ليفيت سنة 1912 م عند دراستها لهذه النجوم في جدافيا ماجلان. عند دراستها لهذه النجوم في جدافيا ماجلان.
, Une céphéide est une étoile variable, géan … Une céphéide est une étoile variable, géante ou supergéante jaune, de 4 à 15 fois plus massive que le Soleil et de 100 à 30 000 fois plus lumineuse, dont l'éclat varie de 0,1 à 2 magnitudes selon une période bien définie, comprise entre 1 et 135 jours, d'où elle tire son nom d'étoile variable. Elles ont été nommées d'après le prototype que constitue l'étoile δ de la constellation de Céphée. L'Étoile polaire est une céphéide (du moins jusqu'en 1994 où il est apparu que son éclat était devenu stable, sans explication à ce changement — voir Alpha Ursae Minoris).ce changement — voir Alpha Ursae Minoris).
, Cefeido estas stelo kies brilo varias regu … Cefeido estas stelo kies brilo varias regule, eble, sed ne probable, pro ŝanĝo de grando. La daŭro de la ciklo estas rekte proporcia al la absoluta grando: sekve, cefeidoj estas utilaj mejloŝtonoj por kalkuli grandajn astronomiajn distancojn. Ĝia nomo venas de la stelo (δ de la konstelacio Cefeo), kiu varias kun periodo de 5,36634 tagoj. Alpha Ursae Minoris (la nuna polusa stelo) estas cefeido, kvankam iom nekutima : la amplitudo de ĝia variado malkreskis, kaj denove kreskis de 1994.do malkreskis, kaj denove kreskis de 1994.
, Una variable cefeida es una estrella que p … Una variable cefeida es una estrella que pulsa radialmente, variando tanto en temperatura como diámetro para producir cambios de brillo con un periodo y amplitud estables muy regulares. Una relación directa fuerte entre su luminosidad y periodo pulsar aseguran para las Cefeidas su estado como importantes indicadores de distancia para establecer escalas de distancia galácticas y extragalácticas. El término Cefeida se origina de Delta Cephei en la constelación Cepheus, la primera estrella de este tipo identificada, por John Goodricke en 1784, aunque fueron estudiadas con gran profundidad por la astrónoma estadounidense Henrietta Swan Leavitt.oma estadounidense Henrietta Swan Leavitt.
, Цефеи́ды — класс пульсирующих переменных з … Цефеи́ды — класс пульсирующих переменных звёзд, прототипом которых стала δ Цефея. Цефеиды являются жёлтыми гигантами и сверхгигантами, среди переменных звёзд они выделяются хорошо изученной зависимостью между периодом и светимостью. Благодаря этой зависимости и высокой светимости цефеиды используются как стандартные свечи — по наблюдениям цефеид определяются расстояния до удалённых объектов, в том числе и до других галактик, а в начале XX века с их помощью было доказано существование объектов вне Млечного Пути и был открыт закон Хаббла. Цефеиды делятся на два основных класса — классические цефеиды и цефеиды II типа, которые также неоднородны и делятся на подклассы. Звёзды этих классов сильно различаются массами и возрастами, находятся на разных стадиях эволюции и принадлежат различным звёздным популяциям, а также имеют разные зависимости между периодом и светимостью. Тем не менее, разница в периодах и светимостях между классами не так велика, и выделены они были только в 1952 году. Кроме того, механизм пульсаций у всех цефеид одинаков. Он называется каппа-механизмом, и его принцип схож с тепловым двигателем, где роль клапана играет слой ионизированного гелия.клапана играет слой ионизированного гелия.
, A Cepheid variable (/ˈsɛfi.ɪd, ˈsiːfi-/) i … A Cepheid variable (/ˈsɛfi.ɪd, ˈsiːfi-/) is a type of star that pulsates radially, varying in both diameter and temperature and producing changes in brightness with a well-defined stable period and amplitude. A strong direct relationship between a Cepheid variable's luminosity and pulsation period established Cepheids as important indicators of cosmic benchmarks for scaling galactic and extragalactic distances. This robust characteristic of classical Cepheids was discovered in 1908 by Henrietta Swan Leavitt after studying thousands of variable stars in the Magellanic Clouds. This discovery allows one to know the true luminosity of a Cepheid by simply observing its pulsation period. This in turn allows one to determine the distance to the star, by comparing its known luminosity to its observed brightness. The term Cepheid originates from Delta Cephei in the constellation Cepheus, identified by John Goodricke in 1784, the first of its type to be so identified. The mechanics of stellar pulsation as a heat-engine was proposed in 1917 by Arthur Stanley Eddington (who wrote at length on the dynamics of Cepheids), but it was not until 1953 that S. A. Zhevakin identified ionized helium as a likely valve for the engine.d helium as a likely valve for the engine.
, Цефеїда (від назви зірки δ Цефея) — назва … Цефеїда (від назви зірки δ Цефея) — назва класу пульсуючих (змінних) зір (гігантів та надгігантів) спектральних класів F5-F8 (у максимумі блиску) з амплітудами від 0,5m до 2,0m та періодами коливання від 1 до 146 діб. Причиною змінності є пульсація зовнішніх шарів цефеїди. Це призводить до періодичної зміни температури та радіусу. Найбільша світність приблизно відповідає моменту найшвидшого розширення зорі. Зміна розміру цефеїд може сягати кількох радіусів Сонця.цефеїд може сягати кількох радіусів Сонця.
, 造父變星（Cepheid，發音： /ˈsɛfiːɪd/或/ˈsiːfiːɪd/）的成 … 造父變星（Cepheid，發音： /ˈsɛfiːɪd/或/ˈsiːfiːɪd/）的成員是一種非常明亮的變星，其變光的光度和脈動週期有著非常強的直接關聯性。造父變星是建立銀河和河外星系距離標尺的可靠且重要的標準燭光。 造父變星分成幾個子類，表現出截然不同的質量、年齡、和演化歷史：經典造父變星、第二型造父變星、、和矮造父變星。 造父變星的名稱源自在仙王座的仙王座δ星，在1784年被约翰·古德利克發現是一顆變星。由於是這種類型變星中被確認的第一顆，而它的中文名稱是造父一，因此得名。造父一也是驗證周光關係時特別重要的一顆造父變星，因為他的距離是造父變星中最精確的，這要歸功於它的成員都在星團之中，並且可以從哈伯太空望遠鏡/依巴谷衛星得到可靠的視差。這要歸功於它的成員都在星團之中，並且可以從哈伯太空望遠鏡/依巴谷衛星得到可靠的視差。
, Cepheid, eller cepheidvariabel, är en vari … Cepheid, eller cepheidvariabel, är en variabel stjärna som varierar i ljusstyrka på ett bestämt sätt. Cepheider är jätte- eller superjättestjärnor och har fått sitt namn efter stjärnan δ (delta) i stjärnbilden Cepheus. Cepheidernas periodicitet ger ett mått på deras absoluta ljusstyrka (deras absoluta magnitud) och de används därför som ett hjälpmedel för att beräkna avståndet till andra galaxer. Genom att mäta cepheidernas period, och ur dessa mätningar beräkna deras absoluta magnitud, kan man genom att jämföra med den observerade ljusstyrkan (den skenbara magnituden) uppskatta avståndet till galaxen. I HR-diagrammet återfinns cepheiderna i den övre delen av det så kallade instabilitetsområdet. Flertalet är av spektraltyp F vid maximum och spektraltyp G vid minimum.vid maximum och spektraltyp G vid minimum.
, ケフェイド変光星（ケフェイドへんこうせい、英語: Cepheid variable）は、HR図上でケフェイド不安定帯に属する脈動変光星。セファイド、セファイド変光星、ケフェウス座δ型変光星、ケファイド変光星とも表記。
, ( 성단형은 여기로 연결됩니다. 고대 중국의 형벌에 대해서는 성단용 문서를 … ( 성단형은 여기로 연결됩니다. 고대 중국의 형벌에 대해서는 성단용 문서를 참고하십시오.) 세페이드 변광성은 변광성의 특정 유형으로서 이들의 변광 주기와 절대광도 사이의 정확한 관계성으로 유명하다. 같은 이름을 쓰는 동시에 세페이드 변광성을 대표하는 원형별은 세페우스자리 델타이며, 1784년 존 구드릭이 이 별이 변광성임을 발견했다. 세페이드, 케페우스형 변광성, 성단형 변광성 등으로도 불린다. 이러한 상호 관계 때문에(헨리에타 스완 리빗이 1908년 발견하고 언급했으며 1912년 수학 공식의 형태로 정리하였다.)세페이드 변광성은 지구에서 해당 변광성이 있는 성단이나 은하까지의 거리를 산출하는, 표준 광원으로서 사용된다. 지구에서 가장 가까운 세페이드 변광성들을 이용하여 주기-광도 관계를 매우 정확하게 계산할 수 있기 때문에, 이 방법을 이용하여 산출된 거리값은 현재 가능한 방법들을 통해 얻을 수 있는 결과물 중 가장 신뢰도가 높다.은 현재 가능한 방법들을 통해 얻을 수 있는 결과물 중 가장 신뢰도가 높다.
, Die Cepheiden [t͡sefeˈiːdn̩] sind eine Gru … Die Cepheiden [t͡sefeˈiːdn̩] sind eine Gruppe der pulsationsveränderlichen Sterne, bei denen die Schwankungen in der Helligkeit streng periodisch erfolgen. Die Leuchtkraft bzw. die Absolute Helligkeit und die Periodendauer sind durch die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung verbunden. Durch den Vergleich der scheinbaren Helligkeit und der Leuchtkraft ist eine Entfernungsmessung möglich, was den Cepheiden eine besondere Bedeutung in der Astrophysik verleiht. Die Cepheiden sind Riesensterne und teilen sich in mehrere verwandte Gruppen. Namensgebend war der Stern Delta im Cepheus, dessen periodische Veränderlichkeit 1784 entdeckt wurde. Tatsächlich kommt der Typ der Cepheiden aber an vielen Stellen des Universums vor.aber an vielen Stellen des Universums vor.
, Réalta athraitheach a n-ascalaíonn a gile … Réalta athraitheach a n-ascalaíonn a gile thar thréimhse 1-50 lá, díreach i gcomhréir lena sainmhéid, agus a gile ag fad caighdeánach amach uaithi. Is ionann a méid fhollasach agus cé chomh geal is a dhealraíonn sí. Más féidir luach a chinneadh don tsainmhéid ón tréimhsiúlacht seo agus má thomhaistear an ghile fhollasach, is féidir fad na réalta amach uainn a ríomh. Tá réalta mar seo iontach áisiúil chun na faid go dtí réaltraí atá gar dúinn a dhéanamh amach agus scálaí faid sa Chruinne a aimsiú. Ar an drochuair, ní féidir é seo a dhéanamh i gcás na réaltraí i bhfad uainn de bhrí go bhfuil an solas uathu chomh lag sin. Tá na faid go dtí réaltraí i bhfad níos faide amach intomhaiste le spásteileascóp Hubble, atá i bhfithis 170 km os cionn na talún., atá i bhfithis 170 km os cionn na talún.
, Οι Κηφείδες (αστέρες)(αγγλ. Cepheid variab … Οι Κηφείδες (αστέρες)(αγγλ. Cepheid variable) είναι ένα είδος μεταβλητών αστέρων που πάλλονται ακτινικά, ποικίλλουν τόσο σε διάμετρο όσο και θερμοκρασία και εμφανίζουν αλλαγές στη φωτεινότητα με μια καλά καθορισμένη σταθερή περίοδο και πλάτος. Μια ισχυρή άμεση σχέση μεταξύ της μεταβολής της φωτεινότητας και της περιόδου παλμών καθιέρωσε τους Κηφείδες ως σημαντικούς δείκτες κοσμικού σημείου αναφοράς για την κλίμακα γαλαξιακών και εξωγαλαξιακών αποστάσεων. Αυτό το ισχυρό χαρακτηριστικό των κλασικών Κηφείδων ανακαλύφθηκε το 1908 από την Ενριέττα Σ. Λίβιτ μετά από μελέτη χιλιάδων μεταβλητών αστέρων στα νέφη του Μαγγελάνου. Αυτή η ανακάλυψη, μας επιτρέπει να γνωρίζουμε την πραγματική φωτεινότητα των Κηφείδων με απλή παρατήρηση της περιόδου των παλμών τους. Ως εκ τούτου μπορούμε να καθορίσουμε την απόσταση από αυτούς τους αστέρες, συγκρίνοντας τη γνωστή φωτεινότητα σε σχέση με την παρατηρούμενη φωτεινότητα. Ο όρος Κηφείδης προέρχεται από τον στον αστερισμό του Κηφέα, που παρατηρήθηκε από τον Τζων Γκούντρικ το 1784, ο πρώτος που αναγνωρίστηκε ως τέτοιου τύπου αστέρας.ου αναγνωρίστηκε ως τέτοιου τύπου αστέρας.
, Cefeidy (zwane też gwiazdami typu δ Cephei … Cefeidy (zwane też gwiazdami typu δ Cephei lub cefeidami klasycznymi od nazwy gwiazdozbioru Cefeusza) – gwiazdy zmienne pulsujące, olbrzymy. Cefeidy są wyjątkowo jasne, tysiąc lub nawet dziesięć tysięcy razy jaśniejsze od Słońca. Regularnie zmieniają jasność wskutek pulsacji. Pulsacje powodują okresowe zmiany wielkości gwiazdy oraz temperatury powierzchni i typu widmowego (od A lub F w maksimum blasku do G lub K w minimum). Amplitudy zmian blasku cefeid mieszczą się w zakresie od 0,1 do 2 wielkości gwiazdowych, zaś jasności absolutne (MV) od −2 do −6 wielkości gwiazdowej. Pulsacja jest spowodowana zmianami absorpcji podfotosferycznej warstwy częściowo zjonizowanego helu. Zmiana temperatury tej warstwy powoduje zmianę temperatury powierzchniowej, a tym samym typu widmowego oraz całkowitej jasności gwiazdy. Wykres zmian jasności w czasie jest nieco podobny do sinusoidy, ale wzrost jasności następuje szybciej niż jej spadek. Cefeidy spełniają dobrze określoną zależność pomiędzy okresem pulsacji a jasnością absolutną, odkrytą przez Henriettę Leavitt w 1912 roku. Własność ta jest powszechnie stosowana do określania odległości do najbliższych galaktyk (cefeidy są świecami standardowymi). Zamiast jednej zależności okres – jasność można dopasować dwie różne proste, o nieco innym nachyleniu, dla krótszych i dłuższych okresów pulsacji. Jest to tzw. .dłuższych okresów pulsacji. Jest to tzw. .
|
| http://dbpedia.org/ontology/thumbnail
|
http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Heic1323a_-1243686232.jpg?width=300 +
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageExternalLink
|
http://crocus.physics.mcmaster.ca/Cepheid/HomePage.html +
, http://www.astro.utoronto.ca/DDO/research/cepheids/cepheids.html +
, http://ogle.astrouw.edu.pl/atlas/ +
, http://www.aavso.org/ +
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageID
|
158530
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageLength
|
35633
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageRevisionID
|
1123418217
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageWikiLink
|
http://dbpedia.org/resource/Absolute_magnitude +
, http://dbpedia.org/resource/BL_Herculis +
, http://dbpedia.org/resource/Beta_Doradus +
, http://dbpedia.org/resource/BL_Herculis_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Population_II +
, http://dbpedia.org/resource/Stellar_pulsation +
, http://dbpedia.org/resource/Galaxies +
, http://dbpedia.org/resource/Las_Campanas_Observatory +
, http://dbpedia.org/resource/Kappa%E2%80%93mechanism +
, http://dbpedia.org/resource/Periodic_function +
, http://dbpedia.org/resource/Kappa_mechanism +
, http://dbpedia.org/resource/Type_II_Cepheid +
, http://dbpedia.org/resource/Globular_clusters +
, http://dbpedia.org/resource/Edwin_Hubble +
, http://dbpedia.org/resource/Hubble_Space_Telescope +
, http://dbpedia.org/resource/Delta_Cephei +
, http://dbpedia.org/resource/Passband +
, http://dbpedia.org/resource/Milky_Way +
, http://dbpedia.org/resource/Classical_Cepheid_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Star +
, http://dbpedia.org/resource/RS_Puppis +
, http://dbpedia.org/resource/Frequency +
, http://dbpedia.org/resource/Spectral_classification +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Standard_candles +
, http://dbpedia.org/resource/Luminosity +
, http://dbpedia.org/resource/Sergei_Alexandrovich_Zhevakin +
, http://dbpedia.org/resource/Georges_Lema%C3%AEtre +
, http://dbpedia.org/resource/Warsaw_University +
, http://dbpedia.org/resource/Surface_gravity +
, http://dbpedia.org/resource/Optical_Gravitational_Lensing_Experiment +
, http://dbpedia.org/resource/Period-luminosity_relation +
, http://dbpedia.org/resource/Mass_transfer +
, http://dbpedia.org/resource/Hubble%27s_Law +
, http://dbpedia.org/resource/Edward_Pigott +
, http://dbpedia.org/resource/Helium +
, http://dbpedia.org/resource/Delta_Scuti_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Eta_Aquilae +
, http://dbpedia.org/resource/%CE%9A-mechanism +
, http://dbpedia.org/resource/Hubble_constant +
, http://dbpedia.org/resource/Population_I +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Astrometry +
, http://dbpedia.org/resource/Milton_L._Humason +
, http://dbpedia.org/resource/Galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Zeta_Geminorum +
, http://dbpedia.org/resource/W_Virginis +
, http://dbpedia.org/resource/HD_84810 +
, http://dbpedia.org/resource/Blue_straggler +
, http://dbpedia.org/resource/Metric_expansion_of_space +
, http://dbpedia.org/resource/Andromeda_Galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/File:Period-Luminosity_Relation_for_Cepheids.png +
, http://dbpedia.org/resource/File:Polaris_time-lapse_illustrating_Cepheid_type_variability.gif +
, http://dbpedia.org/resource/Ionization +
, http://dbpedia.org/resource/Metallicity +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Pulsating_variables +
, http://dbpedia.org/resource/%CE%96_Geminorum +
, http://dbpedia.org/resource/File:VISTA_finds_hidden_feature_of_Milky_Way.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/Instability_strip +
, http://dbpedia.org/resource/XZ_Ceti +
, http://dbpedia.org/resource/Wilhelm_Heinrich_Walter_Baade +
, http://dbpedia.org/resource/File:Kappa_Pavonis_TESS_lightcurve.png +
, http://dbpedia.org/resource/Local_Group +
, http://dbpedia.org/resource/File:Delta_Cephei_lightcurve.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Cepheid_variables +
, http://dbpedia.org/resource/Galactic_Center +
, http://dbpedia.org/resource/File:Heic1323a_-1243686232.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/RR_Lyrae_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Cosmic_distance_ladder +
, http://dbpedia.org/resource/W_Virginis_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Extinction +
, http://dbpedia.org/resource/Henrietta_Swan_Leavitt +
, http://dbpedia.org/resource/August_Ritter_%28civil_engineer%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Toronto_University +
, http://dbpedia.org/resource/RV_Tauri_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Parallax +
, http://dbpedia.org/resource/Spiral_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/BL_Bo%C3%B6tis +
, http://dbpedia.org/resource/Arthur_Stanley_Eddington +
, http://dbpedia.org/resource/Magellanic_Clouds +
, http://dbpedia.org/resource/Great_Debate_%28astronomy%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Cepheus_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/RT_Aurigae +
, http://dbpedia.org/resource/Hipparcos +
, http://dbpedia.org/resource/Ejnar_Hertzsprung +
, http://dbpedia.org/resource/John_Goodricke +
, http://dbpedia.org/resource/Vesto_Slipher +
, http://dbpedia.org/resource/Sinusoidal +
, http://dbpedia.org/resource/Horizontal_branch +
, http://dbpedia.org/resource/Harlow_Shapley +
, http://dbpedia.org/resource/Variable_star +
, http://dbpedia.org/resource/Star_cluster +
, http://dbpedia.org/resource/Polaris +
|
| http://dbpedia.org/property/wikiPageUsesTemplate
|
http://dbpedia.org/resource/Template:Main +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Redirect +
, http://dbpedia.org/resource/Template:See_also +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Reflist +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Short_description +
, http://dbpedia.org/resource/Template:IPAc-en +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Portal_bar +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Variable_star_topics +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Authority_control +
|
| http://purl.org/dc/terms/subject
|
http://dbpedia.org/resource/Category:Standard_candles +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Pulsating_variables +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Cepheid_variables +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Astrometry +
|
| http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Cepheid_variable?oldid=1123418217&ns=0 +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/depiction
|
http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Heic1323a_-1243686232.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Period-Luminosity_Relation_for_Cepheids.png +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Kappa_Pavonis_TESS_lightcurve.png +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Polaris_time-lapse_illustrating_Cepheid_type_variability.gif +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/VISTA_finds_hidden_feature_of_Milky_Way.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Delta_Cephei_lightcurve.jpg +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/isPrimaryTopicOf
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Cepheid_variable +
|
| owl:sameAs |
http://ml.dbpedia.org/resource/%E0%B4%B8%E0%B5%86%E0%B4%AB%E0%B5%80%E0%B4%A1%E0%B5%8D_%E0%B4%9A%E0%B4%B0%E0%B4%A8%E0%B4%95%E0%B5%8D%E0%B4%B7%E0%B4%A4%E0%B5%8D%E0%B4%B0%E0%B4%82 +
, http://hu.dbpedia.org/resource/Cefeida +
, http://bs.dbpedia.org/resource/Cefeida +
, http://simple.dbpedia.org/resource/Cepheid_variable +
, http://zh.dbpedia.org/resource/%E9%80%A0%E7%88%B6%E5%8F%98%E6%98%9F +
, http://mk.dbpedia.org/resource/%D0%9A%D0%B5%D1%84%D0%B5%D0%B8%D0%B4%D0%B0 +
, http://cs.dbpedia.org/resource/Cefeida +
, http://el.dbpedia.org/resource/%CE%9A%CE%B7%CF%86%CE%B5%CE%AF%CE%B4%CE%B5%CF%82 +
, http://ga.dbpedia.org/resource/Ceifid +
, http://hy.dbpedia.org/resource/%D5%91%D5%A5%D6%86%D5%A5%D5%AB%D5%A4 +
, http://www.wikidata.org/entity/Q188593 +
, http://yago-knowledge.org/resource/Cepheid_variable +
, http://eu.dbpedia.org/resource/Zefeida_izar_aldakor +
, http://ca.dbpedia.org/resource/Cefeida +
, http://sk.dbpedia.org/resource/Cefeida +
, http://fi.dbpedia.org/resource/Kefeidi +
, http://nn.dbpedia.org/resource/Kefeide +
, http://lv.dbpedia.org/resource/Cefe%C4%ABda +
, http://sr.dbpedia.org/resource/%D0%A6%D0%B5%D1%84%D0%B5%D0%B8%D0%B4%D0%B0 +
, http://pt.dbpedia.org/resource/Cefeida +
, http://ar.dbpedia.org/resource/%D9%85%D8%AA%D8%BA%D9%8A%D8%B1_%D9%82%D9%8A%D9%81%D8%A7%D9%88%D9%8A +
, http://be.dbpedia.org/resource/%D0%A6%D1%8D%D1%84%D0%B5%D1%96%D0%B4%D1%8B +
, http://th.dbpedia.org/resource/%E0%B8%94%E0%B8%B2%E0%B8%A7%E0%B9%81%E0%B8%9B%E0%B8%A3%E0%B9%81%E0%B8%AA%E0%B8%87%E0%B8%8A%E0%B8%99%E0%B8%B4%E0%B8%94%E0%B9%80%E0%B8%8B%E0%B9%80%E0%B8%9F%E0%B8%AD%E0%B8%B4%E0%B8%94 +
, http://sl.dbpedia.org/resource/Kefeidna_spremenljivka +
, http://vi.dbpedia.org/resource/Bi%E1%BA%BFn_quang_Cepheid +
, http://io.dbpedia.org/resource/Cepheid-varianti +
, https://global.dbpedia.org/id/ogAr +
, http://d-nb.info/gnd/4240327-3 +
, http://ro.dbpedia.org/resource/Cefeid%C4%83 +
, http://bg.dbpedia.org/resource/%D0%A6%D0%B5%D1%84%D0%B5%D0%B8%D0%B4%D0%B0 +
, http://es.dbpedia.org/resource/Estrella_variable_Cefeida +
, http://fr.dbpedia.org/resource/C%C3%A9ph%C3%A9ide +
, http://it.dbpedia.org/resource/Cefeide +
, http://bn.dbpedia.org/resource/%E0%A6%B6%E0%A7%87%E0%A6%AB%E0%A6%BE%E0%A6%B2%E0%A7%80_%E0%A6%AC%E0%A6%BF%E0%A6%B7%E0%A6%AE%E0%A6%A4%E0%A6%BE%E0%A6%B0%E0%A6%BE +
, http://ru.dbpedia.org/resource/%D0%A6%D0%B5%D1%84%D0%B5%D0%B8%D0%B4%D1%8B +
, http://ast.dbpedia.org/resource/Estrella_variable_Cefeida +
, http://nl.dbpedia.org/resource/Cephe%C3%AFde +
, http://lt.dbpedia.org/resource/Cefeid%C4%97 +
, http://uk.dbpedia.org/resource/%D0%A6%D0%B5%D1%84%D0%B5%D1%97%D0%B4%D0%B0 +
, http://tr.dbpedia.org/resource/Sefe_de%C4%9Fi%C5%9Feni +
, http://dbpedia.org/resource/Cepheid_variable +
, http://kk.dbpedia.org/resource/%D0%A6%D0%B5%D1%84%D0%B5%D0%B8%D0%B4%D1%82%D0%B5%D1%80 +
, http://af.dbpedia.org/resource/Cephe%C3%AFed +
, http://ja.dbpedia.org/resource/%E3%82%B1%E3%83%95%E3%82%A7%E3%82%A4%E3%83%89%E5%A4%89%E5%85%89%E6%98%9F +
, http://lb.dbpedia.org/resource/Cepheiden +
, http://hi.dbpedia.org/resource/%E0%A4%B8%E0%A5%85%E0%A4%AB%E0%A4%BC%E0%A5%85%E0%A4%88_%E0%A4%AA%E0%A4%B0%E0%A4%BF%E0%A4%B5%E0%A4%B0%E0%A5%8D%E0%A4%A4%E0%A5%80_%E0%A4%A4%E0%A4%BE%E0%A4%B0%E0%A4%BE +
, http://ko.dbpedia.org/resource/%EC%84%B8%ED%8E%98%EC%9D%B4%EB%93%9C_%EB%B3%80%EA%B4%91%EC%84%B1 +
, http://da.dbpedia.org/resource/Cepheide +
, http://sco.dbpedia.org/resource/Cepheid_variable +
, http://sv.dbpedia.org/resource/Cepheid +
, http://gl.dbpedia.org/resource/Cefeida +
, http://de.dbpedia.org/resource/Cepheiden +
, http://rdf.freebase.com/ns/m.014xl0 +
, http://fa.dbpedia.org/resource/%D9%85%D8%AA%D8%BA%DB%8C%D8%B1_%D8%AF%D9%84%D8%AA%D8%A7_%D9%82%DB%8C%D9%81%D8%A7%D9%88%D9%88%D8%B3%DB%8C +
, http://eo.dbpedia.org/resource/Cefeido +
, http://pl.dbpedia.org/resource/Cefeida +
, http://no.dbpedia.org/resource/Kefeide +
, http://oc.dbpedia.org/resource/Cefeida +
, http://hr.dbpedia.org/resource/Cefeida +
, http://he.dbpedia.org/resource/%D7%9E%D7%A9%D7%AA%D7%A0%D7%94_%D7%A7%D7%A4%D7%90%D7%99%D7%93%D7%99 +
|
| rdf:type |
http://dbpedia.org/class/yago/NaturalObject100019128 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Thing100002452 +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatCepheidVariables +
, http://dbpedia.org/class/yago/CelestialBody109239740 +
, http://dbpedia.org/class/yago/PhysicalEntity100001930 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Whole100003553 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Object100002684 +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatStars +
, http://dbpedia.org/class/yago/Star109444100 +
, http://dbpedia.org/class/yago/VariableStar109469152 +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatVariableStars +
, http://dbpedia.org/class/yago/Variable109468959 +
|
| rdfs:comment |
La cefeide è un tipo di stella gigante che … La cefeide è un tipo di stella gigante che pulsa radialmente, aumentando e diminuendo il suo diametro, la temperatura e la luminosità con un periodo che può variare da poche ore a centinaia di giorni. Il nome "cefeidi" deriva dalla stella prototipo: delta Cephei, la seconda stella di questo tipo a essere scoperta. La prima cefeide osservata fu, in effetti, eta Aquilae. Successive osservazioni hanno individuato cefeidi prima nelle due nubi di Magellano, e poi in altre galassie. Le cefeidi costituiscono una classe di stelle abbastanza eterogenea per colore, temperatura effettiva, dimensioni e composizione stellare.ttiva, dimensioni e composizione stellare.
, Cefeida je pulsující proměnná hvězda, její … Cefeida je pulsující proměnná hvězda, jejíž perioda pulsů je přímo závislá na její absolutní magnitudě, tedy i zářivém výkonu. Pulsace způsobuje pravidelné smršťování a rozpínání jejích podpovrchových vrstev. Název byl odvozen od hvězdy Delta Cephei v souhvězdí Cefea. Periody cefeid se pohybují mezi třemi a třiceti dny. Významnou astronomkou zabývající se cefeidami a jejich použitím pro výpočet vzdálenosti z jejich periody pulsace byla Henrietta Swan Leavittová.dy pulsace byla Henrietta Swan Leavittová.
, ( 성단형은 여기로 연결됩니다. 고대 중국의 형벌에 대해서는 성단용 문서를 … ( 성단형은 여기로 연결됩니다. 고대 중국의 형벌에 대해서는 성단용 문서를 참고하십시오.) 세페이드 변광성은 변광성의 특정 유형으로서 이들의 변광 주기와 절대광도 사이의 정확한 관계성으로 유명하다. 같은 이름을 쓰는 동시에 세페이드 변광성을 대표하는 원형별은 세페우스자리 델타이며, 1784년 존 구드릭이 이 별이 변광성임을 발견했다. 세페이드, 케페우스형 변광성, 성단형 변광성 등으로도 불린다. 이러한 상호 관계 때문에(헨리에타 스완 리빗이 1908년 발견하고 언급했으며 1912년 수학 공식의 형태로 정리하였다.)세페이드 변광성은 지구에서 해당 변광성이 있는 성단이나 은하까지의 거리를 산출하는, 표준 광원으로서 사용된다. 지구에서 가장 가까운 세페이드 변광성들을 이용하여 주기-광도 관계를 매우 정확하게 계산할 수 있기 때문에, 이 방법을 이용하여 산출된 거리값은 현재 가능한 방법들을 통해 얻을 수 있는 결과물 중 가장 신뢰도가 높다.은 현재 가능한 방법들을 통해 얻을 수 있는 결과물 중 가장 신뢰도가 높다.
, Цефеїда (від назви зірки δ Цефея) — назва … Цефеїда (від назви зірки δ Цефея) — назва класу пульсуючих (змінних) зір (гігантів та надгігантів) спектральних класів F5-F8 (у максимумі блиску) з амплітудами від 0,5m до 2,0m та періодами коливання від 1 до 146 діб. Причиною змінності є пульсація зовнішніх шарів цефеїди. Це призводить до періодичної зміни температури та радіусу. Найбільша світність приблизно відповідає моменту найшвидшого розширення зорі. Зміна розміру цефеїд може сягати кількох радіусів Сонця.цефеїд може сягати кількох радіусів Сонця.
, A Cepheid variable (/ˈsɛfi.ɪd, ˈsiːfi-/) i … A Cepheid variable (/ˈsɛfi.ɪd, ˈsiːfi-/) is a type of star that pulsates radially, varying in both diameter and temperature and producing changes in brightness with a well-defined stable period and amplitude. The term Cepheid originates from Delta Cephei in the constellation Cepheus, identified by John Goodricke in 1784, the first of its type to be so identified.the first of its type to be so identified.
, متغير سيفيدي أو متغير قيفاويّ Cepheids هو … متغير سيفيدي أو متغير قيفاويّ Cepheids هو أهمّ النّجوم النّابضة وأشهرها على الإطلاق. سمّي هذا النّمط كذلك نسبة إلى دلتا الملتهب أوّل نجم مكتشف من هذه الفئة، وهو موجود في كوكبة الملتهب. النجوم المتغيرة القيفاوية هي نجوم ضخمة جدا أكبر حجماً من الشمس أكثر من 200 مرة، ساخنة جدا بحيث تنطلق منها مادة وغازات ورياح نجمية على دورات. يمكن تقسيم هذه الفئة من النجوم الضخمة شديدة النشاط إلى ثلاثة أنماط أساسيّة هي:
* اشباه «دلتا قيفاوس» Delta Cephei وهي من الجمهرة الأولى.
* اشباه متغير العذراء السادس W Virginis وهي من الجمهرة الثانية.
* اشباه متغير الشلياق العاشر RR Lyrae وهي من الجمهرة الثانية.اق العاشر RR Lyrae وهي من الجمهرة الثانية.
, Cefeido estas stelo kies brilo varias regu … Cefeido estas stelo kies brilo varias regule, eble, sed ne probable, pro ŝanĝo de grando. La daŭro de la ciklo estas rekte proporcia al la absoluta grando: sekve, cefeidoj estas utilaj mejloŝtonoj por kalkuli grandajn astronomiajn distancojn. Ĝia nomo venas de la stelo (δ de la konstelacio Cefeo), kiu varias kun periodo de 5,36634 tagoj. Alpha Ursae Minoris (la nuna polusa stelo) estas cefeido, kvankam iom nekutima : la amplitudo de ĝia variado malkreskis, kaj denove kreskis de 1994.do malkreskis, kaj denove kreskis de 1994.
, Réalta athraitheach a n-ascalaíonn a gile … Réalta athraitheach a n-ascalaíonn a gile thar thréimhse 1-50 lá, díreach i gcomhréir lena sainmhéid, agus a gile ag fad caighdeánach amach uaithi. Is ionann a méid fhollasach agus cé chomh geal is a dhealraíonn sí. Más féidir luach a chinneadh don tsainmhéid ón tréimhsiúlacht seo agus má thomhaistear an ghile fhollasach, is féidir fad na réalta amach uainn a ríomh. Tá réalta mar seo iontach áisiúil chun na faid go dtí réaltraí atá gar dúinn a dhéanamh amach agus scálaí faid sa Chruinne a aimsiú. Ar an drochuair, ní féidir é seo a dhéanamh i gcás na réaltraí i bhfad uainn de bhrí go bhfuil an solas uathu chomh lag sin. Tá na faid go dtí réaltraí i bhfad níos faide amach intomhaiste le spásteileascóp Hubble, atá i bhfithis 170 km os cionn na talún., atá i bhfithis 170 km os cionn na talún.
, Cepheid, eller cepheidvariabel, är en vari … Cepheid, eller cepheidvariabel, är en variabel stjärna som varierar i ljusstyrka på ett bestämt sätt. Cepheider är jätte- eller superjättestjärnor och har fått sitt namn efter stjärnan δ (delta) i stjärnbilden Cepheus. I HR-diagrammet återfinns cepheiderna i den övre delen av det så kallade instabilitetsområdet. Flertalet är av spektraltyp F vid maximum och spektraltyp G vid minimum.vid maximum och spektraltyp G vid minimum.
, Uma estrela Cefeida é uma estrela gigante … Uma estrela Cefeida é uma estrela gigante ou supergigante amarela, de 4 a 15 vezes mais massiva e de 100 a 30 000 vezes mais brilhante que o Sol. A luminosidade desse tipo de estrela varia de 0,1 a 2 magnitudes em um período bem definido, compreendido entre 1 e 100 dias. Pertence à classe de estrela variável pulsante e ocupa a chamada "faixa de instabilidade" do diagrama de Hertzsprung-Russel. O nome "cefeida" vem do protótipo de estrela Delta Cephei. Ela tem um papel importante na determinação de distâncias extragaláticas.determinação de distâncias extragaláticas.
, Цефеи́ды — класс пульсирующих переменных з … Цефеи́ды — класс пульсирующих переменных звёзд, прототипом которых стала δ Цефея. Цефеиды являются жёлтыми гигантами и сверхгигантами, среди переменных звёзд они выделяются хорошо изученной зависимостью между периодом и светимостью. Благодаря этой зависимости и высокой светимости цефеиды используются как стандартные свечи — по наблюдениям цефеид определяются расстояния до удалённых объектов, в том числе и до других галактик, а в начале XX века с их помощью было доказано существование объектов вне Млечного Пути и был открыт закон Хаббла.е Млечного Пути и был открыт закон Хаббла.
, Οι Κηφείδες (αστέρες)(αγγλ. Cepheid variab … Οι Κηφείδες (αστέρες)(αγγλ. Cepheid variable) είναι ένα είδος μεταβλητών αστέρων που πάλλονται ακτινικά, ποικίλλουν τόσο σε διάμετρο όσο και θερμοκρασία και εμφανίζουν αλλαγές στη φωτεινότητα με μια καλά καθορισμένη σταθερή περίοδο και πλάτος. Ο όρος Κηφείδης προέρχεται από τον στον αστερισμό του Κηφέα, που παρατηρήθηκε από τον Τζων Γκούντρικ το 1784, ο πρώτος που αναγνωρίστηκε ως τέτοιου τύπου αστέρας.ου αναγνωρίστηκε ως τέτοιου τύπου αστέρας.
, Cefeidy (zwane też gwiazdami typu δ Cephei … Cefeidy (zwane też gwiazdami typu δ Cephei lub cefeidami klasycznymi od nazwy gwiazdozbioru Cefeusza) – gwiazdy zmienne pulsujące, olbrzymy. Cefeidy są wyjątkowo jasne, tysiąc lub nawet dziesięć tysięcy razy jaśniejsze od Słońca. Regularnie zmieniają jasność wskutek pulsacji. Pulsacje powodują okresowe zmiany wielkości gwiazdy oraz temperatury powierzchni i typu widmowego (od A lub F w maksimum blasku do G lub K w minimum). Amplitudy zmian blasku cefeid mieszczą się w zakresie od 0,1 do 2 wielkości gwiazdowych, zaś jasności absolutne (MV) od −2 do −6 wielkości gwiazdowej.tne (MV) od −2 do −6 wielkości gwiazdowej.
, Een Cepheïde is een ster die radiaal pulse … Een Cepheïde is een ster die radiaal pulseert, veranderlijk in zowel diameter als temperatuur, waardoor ze veranderingen in lichtkracht vertoont. Deze sterren produceren hierbij stabiele en welbekende perioden en amplituden. De term Cepheïde is afgeleid van het prototype Delta Cephei in het sterrenbeeld Cepheus, ontdekt door John Goodricke in 1784. De periode van een Cepheïde ligt tussen 1 dag en enkele maanden, bij Delta Cephei is dat 5,366 dagen. De magnitude van Delta Cephei wisselt tussen 3,6 en 4,3, het spectraaltype varieert dan van F5 tot G2. De bekendste Cepheïde is Polaris. tot G2. De bekendste Cepheïde is Polaris.
, Una cefeida o variable cefeida és una clas … Una cefeida o variable cefeida és una classe particular d'estrella variable, la lluminositat de les quals varia de forma periòdica. Les cefeides -anomenades així pel nom del prototip d'aquesta classe, l'estrella δ Cephei- presenten modulacions periòdiques de lluminositat extremadament regulars i, de les variables polsants, són les que presenten menors irregularitats a la durada del període de polsació. Actualment s'han observat més de 400 cefeides a la nostra galàxia, i unes altres 1.000 s'han identificat als Núvols de Magalhães, dues de les galàxies satèl·lits de la nostra. A més s'ha observat un nombre significatiu de cefeides a galàxies properes. Són especialment destacables perquè presenten una correlació entre el període de pulsació i la magnitud absoluta. Gràcies a aquesta correlaciótud absoluta. Gràcies a aquesta correlació
, Una variable cefeida es una estrella que p … Una variable cefeida es una estrella que pulsa radialmente, variando tanto en temperatura como diámetro para producir cambios de brillo con un periodo y amplitud estables muy regulares. Una relación directa fuerte entre su luminosidad y periodo pulsar aseguran para las Cefeidas su estado como importantes indicadores de distancia para establecer escalas de distancia galácticas y extragalácticas.istancia galácticas y extragalácticas.
, Die Cepheiden [t͡sefeˈiːdn̩] sind eine Gru … Die Cepheiden [t͡sefeˈiːdn̩] sind eine Gruppe der pulsationsveränderlichen Sterne, bei denen die Schwankungen in der Helligkeit streng periodisch erfolgen. Die Leuchtkraft bzw. die Absolute Helligkeit und die Periodendauer sind durch die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung verbunden. Durch den Vergleich der scheinbaren Helligkeit und der Leuchtkraft ist eine Entfernungsmessung möglich, was den Cepheiden eine besondere Bedeutung in der Astrophysik verleiht. Die Cepheiden sind Riesensterne und teilen sich in mehrere verwandte Gruppen. teilen sich in mehrere verwandte Gruppen.
, Zefeida izar aldakor bat erradialki pultsa … Zefeida izar aldakor bat erradialki pultsatzen duen izar mota bat da, tenperatura zein diametroa aldatuz dizdira aldaketak periodo eta zabaltasun egonkor eta erregularrekin eragiteko. Euren argitasuna eta pultsazio periodoaren arteko harreman zuzen batek Zefeidentzat galaxian eta galaxiatik kanpo distantziak ezartzeko adierazle garrantzitsu bezala duten egoera ziurtatzen dute. Zefeida izena Delta Cephei izarretik dator, Cepheus konstelazioko izarra, 1784an John Goodrickek aurkitu zuena eta aurkitutako mota honetako lehen izarra dena.rkitutako mota honetako lehen izarra dena.
, Une céphéide est une étoile variable, géan … Une céphéide est une étoile variable, géante ou supergéante jaune, de 4 à 15 fois plus massive que le Soleil et de 100 à 30 000 fois plus lumineuse, dont l'éclat varie de 0,1 à 2 magnitudes selon une période bien définie, comprise entre 1 et 135 jours, d'où elle tire son nom d'étoile variable. Elles ont été nommées d'après le prototype que constitue l'étoile δ de la constellation de Céphée. L'Étoile polaire est une céphéide (du moins jusqu'en 1994 où il est apparu que son éclat était devenu stable, sans explication à ce changement — voir Alpha Ursae Minoris).ce changement — voir Alpha Ursae Minoris).
, ケフェイド変光星（ケフェイドへんこうせい、英語: Cepheid variable）は、HR図上でケフェイド不安定帯に属する脈動変光星。セファイド、セファイド変光星、ケフェウス座δ型変光星、ケファイド変光星とも表記。
, 造父變星（Cepheid，發音： /ˈsɛfiːɪd/或/ˈsiːfiːɪd/）的成 … 造父變星（Cepheid，發音： /ˈsɛfiːɪd/或/ˈsiːfiːɪd/）的成員是一種非常明亮的變星，其變光的光度和脈動週期有著非常強的直接關聯性。造父變星是建立銀河和河外星系距離標尺的可靠且重要的標準燭光。 造父變星分成幾個子類，表現出截然不同的質量、年齡、和演化歷史：經典造父變星、第二型造父變星、、和矮造父變星。 造父變星的名稱源自在仙王座的仙王座δ星，在1784年被约翰·古德利克發現是一顆變星。由於是這種類型變星中被確認的第一顆，而它的中文名稱是造父一，因此得名。造父一也是驗證周光關係時特別重要的一顆造父變星，因為他的距離是造父變星中最精確的，這要歸功於它的成員都在星團之中，並且可以從哈伯太空望遠鏡/依巴谷衛星得到可靠的視差。這要歸功於它的成員都在星團之中，並且可以從哈伯太空望遠鏡/依巴谷衛星得到可靠的視差。
|
| rdfs:label |
Cepheiden
, Cepheid variable
, Cefeida
, Cefeide
, 세페이드 변광성
, Ceifid
, Zefeida izar aldakor
, Cefeido
, Κηφείδες
, Cepheid
, Céphéide
, 造父变星
, Cepheïde
, Цефеиды
, Estrella variable Cefeida
, Цефеїда
, ケフェイド変光星
, متغير قيفاوي
|
| rdfs:seeAlso |
http://dbpedia.org/resource/Kappa_mechanism +
, http://dbpedia.org/resource/Fundamental_frequency +
|
