Главная > Астрономия > Переменные звезды и их наблюдение
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

ГЛАВА III. ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Эволюционное превращение звезды в гиганта сопровождается увеличением ее объема и уменьшением средней плотности вещества. В это время происходят коренные изменения внутреннего строения звезды, а оно может сопровождаться нарушениями равновесия между главными силами — гравитационного притяжения и давления. Это приводит к переменности звезды.

Часто периодически, в некоторых же случаях иррегулярно, колеблется объем звезды. Звезда то вспухает, то опадает. Такие колебания называются пульсационными. При увеличении радиуса звезды увеличивается и площадь ее светящегося слоя — фотосферы. При этом синхронно изменяется и ее температура, о чем мы можем судить по изменениям показателя цвета. Изменяется и светимость звезды, а следовательно, и ее блеск.

Радиальные пульсации фотосферы и расположенной над ней оболочки — атмосферы приводят к изменениям радиуса; внешние слои звезды движутся то от наблюдателя (при сжатии), то к нему (при расширении). Это вызывает изменение лучевой скорости, которая, как мы знаем, определяется из измерения смещений спектральных линий.

Первая пульсирующая переменная звезда была открыта в 1596 г. в созвездии Кита сотрудником Тихо Браге Фабрициусом. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная». В максимуме блеска она хорошо видна невооруженным глазом, а в минимуме для ее наблюдений надо пользоваться сильным биноклем. Впоследствии было установлено, что она меняет свой блеск периодически, с периодом в 331,6 суток. Подобные ей звезды называются миридами или звездами типа о Кита. Их известно теперь несколько тысяч.

В 1783 г. Э. Пиготт обнаружил переменность блеска звезды Орла, а через год Гудрайк — б Цефея. Обе эти звезды принадлежат к другому типу пульсирующих звезд — к цефеидам (названным по имени б Цефея). Амплитуды изменения их блеска гораздо меньше, чем у мирид, а периоды равны соответственно.

Впоследствии были открыты и иные типы пульсирующих переменных звезд, к описанию которых мы переходим.

§ 10. ЦЕФЕИДЫ, ИЛИ ЗВЕЗДЫ ТИПА б ЦЕФЕЯ

Цефеиды — пульсирующие гиганты. Их периоды заключены в пределах от 1,5 до 50 суток. Цефеиды присутствуют как в Галактике, так и во впегалактических J звездпых системах — Магеллановых Облаках и туманности Андромеды. Кстати сказать, там изредка наблюдаются цефеиды с периодами более 50 суток.

Амплитуды йолебаний блеска цефеид разнообразны. Так, например, Полярная звезда (а Малой Медведицы) — цефеида с периодом, равным и малой амплитудой колебапия блеска: от в минимуме до в максимуме. У других цефеид амплитуды могут достигать полутора звездных величин.

Синхронно с блеском изменяются температура фотосферы, показатели цвета и лучевые скорости, а следовательно, и радиусы фотосферы и атмосферы, в которой возникают спектральные линии. На рис. 14 изображены по данным Б. В. Кукаркипа кривые изменения характеристик цефеиды RT Возничего. Период колебания блеска у этой звезды равен

К настоящему времени в Галактике известно свыше 700 цефеид. Их изучение и статистическое сопоставление их свойств показало, что совокупность цефеид не однородна по своему составу. Пришлось разделить ее на группы — подклассы.

Наиболее многочисленна группа звезд, получивших название дельта-цефеиды (кратко Сб); их часто называют классическими цефеидами. Для этих цефеид (к числу которых принадлежит и сама Цефея) характерна зависимость между периодом и формой кривой блеска, открытая и изученная Э. Герцшпрунгом (рис. 15). У цефеид с периодами в пределах от 1,5 до 5 суток кривая изменения блеска гладкая.

Рис. 14. Цефеида RT Возничего. Кривые изменения визуальной звездной величины (I), фотографической звездной величины (II), показателя цвета (III), болометрической звездной величины (IV), лучевой скорости (V) и радиуса (VI).

Рис. 15. Зависимость формы кривой блеска от периода у дельта-цефеид. Числа указывают значения периода в сутках.

Рис. 16. Связь между продолжительностью периода и спектральным классом дельта-цефеид.

При более продолжительных значениях периода появляется «горбик» на нисходящей ветви кривой блеска, который постепенно перемещается к максимуму, при периоде около 10 суток совмещается с максимумом, а затем проявляется на восходящей ветви кривой в виде задержки подъема блеска.

Рис. 17. Зависимость между абсолютной звездной величиной и продолжительностью периода у звезд типа RR Лиры и дельтацефеид.

Таким образом, по величине периода и форме кривой блеска легко отличить дельта-цефеиду от других объектов.

У цефеид меняются показатель цвета и спектральный класс. На рис. 16 изображена зависимость спектрального класса в максимуме и минимуме блеска цефеид от продолжительности их периода. На рис. 17 приведена зависимость между абсолютной звездной величиной М (следовательно, светимостью) и периодом у дельта-цефеид и звезд типа RR Лиры (см. § 11). Мы видим, что светимости дельта-цефеид велики, а их спектральные классы F, G и К. Это свидетельствует о том, что на диаграмме Г — Р они относятся к желтом сверхгигантам.

Дельта-цефеиды принадлежат к плоской составляющей Галактики и принимают участие в ее вращении.

Уже давно вызвала некоторое недоумение цефеида W Деды, нарушающая все описанные выше закономерности. Она расположена далеко от плоскости Галактики, период близок к , форма кривой блеска необычна, с широкой максимальной частью и узким глубоким минимумом, как необычно и изменение ее показателей цвета: звезда горячее всего не в максимуме, а на середине подъема блеска (рис. 18).

Чтобы лучше выявить свойства W Девы, на этом же рисунке приведены для сравнения кривые блеска и показателей цвета дельта-цефеиды SZ Орла, которая имеет почти такой же период, как и W Девы.

Рис. 18. Кривые изменения блеска в лучах V и показателей цвета В — V и U — В у W Девы (вверху) и дельта-цефеиды SZ Орла (внизу).

Были открыты и исследованы другие цефеиды, сходные по своим свойствам с W Девы. Их объединили в подкласс «цефеид-дубльве» (CW). Оказалось, что подобные объекты встречаются в некоторых шаровых звездных скоплениях, как известно, наиболее старых системах, входящих в Галактику. Итак, цефеиды-дубльве принадлежат сферической составляющей Г алактики, и введенное разделение на подклассы получило глубокий космогонический смысл.

Кроме этих двух групп, можно выделить (что сделано Е. Н. Макаренко) третью группу малоамплитудных цефеид, которые были названы цефеидами-дзета , по имени яркой звезды Е Близнецов, Они обладают симметричными кривыми блеска и расположены в пространстве вблизи центральных областей спиральных ветвей Галактики.

Цефеиды находятся в стадии неустойчивости не вечно. Выведена формула, позволяющая вычислить возраст Т цефеиды в зависимости от продолжительности периода:

В этой формуле Т — возраст, выраженный в миллионах лет, начиная с того момента, когда звезда впервые вышла в своем развитии на начальную главную последовательность.

Поскольку звезда во время эволюции меняет свое положение на диаграмме Г-Р, должна изменяться и средняя плотность ее вещества.

Рис. 19. График изменения О-С у цефеиды-дубльве АР Геркулеса, характеризующий изменение ее периода. Периодические изменения сопровождаются вековым сокращением периода.

Из теории пульсаций следует, что между периодом Р и средней плотностью вещества существует зависимость вида

(16)

и при изменении средней плотности должен изменяться период. Эти эволюционные изменения периода происходят очепь медленно, и чтобы их обнаружить, нужны очень продолжительные ряды наблюдений.

На основе длительных наблюдений применением метода графиков О-С (см. § 9) изучено изменение периодов многих цефеид. Обнаружено, что у разных подклассов цефеид эти изменения протекают по-разному. Цефеиды-дубльве оказались менее стабильными, чем дельта-цефеиды. Особенно интересны изменения у цефеиды-дубльве АР Геркулеса, которые были изучены автором этой книги. Период этой звезды равен Отклонения О — С (от формулы (15); стр. 39) у нее достигают величины самого периода, причем их ход со временем довольно сложен: на медленное, по-видимому, эволюционное колебание наложено периодическое с периодом около 8 тыс. суток. Причина периодического колебания пока не ясна.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление