5 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

For the sake of viewer convenience, the content is shown below in the alternative language. You may click the link to switch the active language.

Пульсирующие звезды соответствуют более поздним стадиям эволюции, почти все они уже покинули главную последовательность. Большинство из них на диаграмме Г—Р находятся в полосе нестабильности, которая тя­нется от сверхгигантов G и К и пересекает главную по­следовательность у классов А и F (рис. 8). Верхнюю половину ее заселяют цефеиды, периоды которых заклю­чены в интервалах от 1 до 50 дней (а в соседних галак­тиках встречаются периоды и в двести дней), в середине полосы нестабильности находятся звезды типа RR Лиры с периодами 0,3—0,9 дня и амплитудами 0m.5—1m,5, a близ главной последовательности—звезды типа б Щита с периодами от 0,05 до 0,2 дня и обычно ничтожно малы­ми амплитудами, в несколько сотых звездной величины.

Диаграмма "светимость - температура"

Диаграмма “светимость – температура”

Амплитуды цефеид доходят до 2т, а рекордно ма­ленькая амплитуда — у Полярной звезды (0m,15), кото­рая является одной из самых близких к нам цефеид. Свое название они получили от 6 Цефея, которая была одной из первых звезд (вместе с n Орла) этого типа. Их нашли в 1783—1784 гг. Гудрайк и Пиготт в Англии, пер­вые любители астрономии, начавшие систематические наблюдения переменных звезд.

Цефеиды — счастливые звезды, никаким другим астрономы не уделяют столько внимания. И цефеиды не остаются в долгу, они отдают свои тайны. Теперь цефеи­ды могут считаться наиболее хорошо изученными пере­менными звездами, и многие астрономы считают, что мы твердо установили их природу и эволюционную историю.

Внимание, которым пользуются цефеиды, объясняется в первую очередь тем, что у них существует зависимость «период — светимость», позволяющая по одному только периоду определять их расстояние. Для нахождения периода достаточно с полсотни удачно расположенных по времени пластинок; цефеиды легко обнаруживать — они просто «кричат» о себе переменностью блеска, и к тому же это звезды высокой светимости, видимые с гигант­ских расстояний. А зная расстояние цефеиды, мы знаем и расстояние звездной системы, в состав которой она входит. Цефеиды являются краеугольным камнем шкалы межгалактических расстояний, и рассказ о них мы нач­нем с истории установления зависимости «период — све­тимость».

В 1908 г. Генриетта Ливитт, сотрудница Гарвардской обсерватории (США), занималась исследованием пере­менных звезд в Магеллановых Облаках, ближайших к нам галактиках, которые в то время считали отдельны­ми частями нашего Млечного Пути. В Малом Магелла­новом Облаке оказалось почти две тысячи переменных, и у 16 из них Ливитт сумела определить периоды. И вот Ливитт обнаружила любопытную закономерность — чем больше был период изменения блеска звезды, тем ярче оказывался ее средний блеск (рис. 9). Ни сама Ливитт, ни тогдашний директор обсерватории Э. Пиккеринг не поняли всего значения этого открытия, подтвержденного ими же в 1912 г. Они просто нашли любопытную особен­ность у звезд Магеллановых Облаков. Но в том же 1912 г. Э. Герцшпрунг понял, что обнаруженная в Гар­варде зависимость открывает путь для определения ги­гантских расстояний, неизмеримых никаким другим спо­собом. Он понял, что исследованные Ливитт звезды тож­дественны цефеидам, наблюдавшимся в окрестностях Солнца, но удалены от нас на громадное расстояние, из-за которого можно пренебречь размерами Магеллано­вых Облаков. Следовательно, все эти звезды можно считать находящимися на практически одинаковом рас­стоянии от нас. Но тогда следует считать, что зависи­мость между видимыми величинами и периодом является просто следствием существования зависимости между светимостью и периодом. Достаточно «прокалибровать» эту зависимость в абсолютных величинах, чтобы можно было по одному лишь периоду — легко определяемой величине — найти абсолютную величину цефеиды и, сравнивая ее с видимой, определить расстояние (см. стр. 13).

Сводная зависимость "период - светимость"

Сводная зависимость “период – светимость”

Это и было сделано Герцшпрунгом. Вся трудность заключалась в том, что цефеиды, даже ближайшие, очень далеки от нас, и самый простой и надежный спо­соб измерения расстояний, на котором основаны все другие,— определение годичных параллаксов — здесь ничего дать не может. Герцшпрунг воспользовался веко­вым параллаксом, т. е. изменением положения звезды, вызванным передвижением в пространстве Солнца. Ис­пользовав данные о собственных движениях 13 цефеид, Герцшпрунг смог в 1913 г. определить нуль-пункт зави­симости, выразив ее в абсолютных величинах.

Так началась работа по определению и уточнению нуль-пункта и формы зависимости «период — свети­мость». Казалось не раз, что достигнут окончательный успех, что наше знание в этой области можно считать полным и окончательным. Увы, это только казалось, и нам все еще предстоит очень много работы…

Очень скоро при помощи зависимости «период — светимость» были получены первые и очень важные ре­зультаты. В серии работ 1916—1919 гг. X. Шепли при­менил эту зависимость для определения расстояний до шаровых скоплений. Он принял, что и в окрестностях Солнца, и в Магеллановых Облаках, и в этих скопле­ниях — всюду мы имеем дело с одним и тем же типом цефеид, и при этом предположении построил единую для всех этих звезд зависимость «период — светимость». В то время казалось, что для такого объединения есть все основания. Характеристики всех цефеид казались по­хожими, а в тех немногих случаях, когда в шаровых скоплениях оказывалось несколько цефеид, наклон по­строенной для них зависимости «период — видимая вели­чина» оказывался таким же, как в Магеллановых Обла­ках. Зная теперь светимости цефеид в шаровых скопле­ниях, Шепли смог определить их расстояния и затем светимости очень многочисленных звезд типа RR Лиры. Оказалось, что всюду они имеют одну и ту же свети­мость, независимую от периода и равную 0m,0.

Теперь Шепли мог найти способы определения рас­стояния и до тех скоплений, в которых нет вообще це­феид. Определив расстояния до 93 шаровых скоплений, Шепли пришел к выводу, что они образуют сферическую систему, центр которой находится в направлении созвез­дия Стрельца на расстоянии 16 кпс от нас (ныне прини­маемое значение расстояния до центра Галактики — 10 кпс). Он выдвинул смелую для своего времени гипо­тезу, согласно которой концентрация шаровых скоплений в Стрельце объясняется тем, что именно там находится центр Галактики, основу, «каркас» которой образует си­стема этих скоплений. Не говоря уже о том, что найден­ные Шепли расстояния казались неправдоподобно боль­шими, гипотеза эта сдвигала Солнце из центра Млечного Пути, куда его помещали со времени В. Гершеля, на окраину нашей звездной системы. Таким образом, зави­симость «период — светимость» впервые дала нам пра­вильное представление о Галактике и о нашем месте в ней.

Зависимость «период — светимость» дала решающие аргументы и при решении другой, не менее важной про­блемы, связанной с природой «слабых туманностей». Так к началу двадцатых годов часто называли те туманные пятнышки — наподобие туманности Андромеды, кото­рые, как мы теперь знаем, являются гигантскими звезд­ными системами, подобными нашей Галактике. Сейчас даже не верится, что еще в 1920 г. по этому вопросу шли ожесточенные споры, и среди тех, кто не верил во внегалактическую природу этих туманностей, был и Шепли. Он опирался на обнаруженное ван Мааненом вращение этих туманностей (оказавшееся впоследствии фиктивным), невероятно быстрое в случае их внегалакти­ческой природы, и ряд других аргументов, казавшихся очень серьезными. Вопрос упирался в расстояния. Если туманности находятся намного дальше, чем самые уда­ленные звезды Млечного Пути, то они должны быть самостоятельными звездными системами, другими галак­тиками, и торжествует концепция «островной Вселенной», умозрительно выдвинутая еще Кантом и Ламбертом. То, что на снимках М31 и МЗЗ, полученных Ричи в 1910 г. на 1,5-метровом рефлекторе, уже видны объекты, похожие на отдельные звезды, ничуть не убеждало Шепли. Он считал, что изображения этих объектов слиш­ком «мягки», немножко размыты и что это не звезды. И у него были основания сомневаться — лишь в 1958 г. А. Сэндидж показал, что многие объекты в ближайших галактиках, принимаемые за отдельные звезды, в дей­ствительности представляют собой небольшие яркие ту­манности.

Ожесточенная дискуссия продолжалась до 1925 г., когда Эдвин Хабл опубликовал результаты исследования М31, М 33 и NGC 6822, проведенного им при помощи вступившего в строй незадолго перед этим 2,5-метрового рефлектора на горе Вилсон. В каждой из этих туман­ностей Хабл обнаружил очень слабые звезды, которые во всех отношениях вели себя как цефеиды нашего Млеч­ного Пути, с такой же правильной периодичностью из­меняя блеск и примерно с такими же амплитудами. Сом­нений в тождественности этих звезд и цефеид не могло быть, и все споры сразу же прекратились. Вопрос был решен раз и навсегда. Зависимость «период — свети­мость» с непреложностью указывала на гигантские рас­стояния до этих туманностей, в десятки раз превосходя­щие размеры нашего Млечного Пути — а ведь эти ту­манности были, без сомнения, наиболее близкими. Раз­меры их оказались сравнимыми с размерами Млечного Пути. Была решена проблема, двести лет волновавшая умы.

За какие-нибудь десять лет, с 1915 по 1925 г., пол­ностью перевернулись наши представления об окружаю­щем мире, о нашем месте во Вселенной. Мы оказались не в центре единой звездной системы Млечного Пути, включающего в себя все, что есть во Вселенной, а на окраине одной из бесчисленного множества таких си­стем, на берегу одного из островов в океане Вселенной… Опираясь на цефеиды, Хабл развил способы определения расстояния далеких галактик, в которых цефеиды слиш­ком слабы, и в 1929 г. доказал, что красное смещение в спектрах галактик пропорционально их расстоянию. Было открыто поразительное свойство Вселенной — ее расширение. Это, конечно, была подлинная революция в нашем представлении о мироздании, сравнимая с круше­нием системы Птолемея. Роль, которую здесь сыграли цефеиды, очевидна, и они действительно уже из-за одно­го этого заслуживают названия самых важных звезд.

Стоит, может быть, отметить, что эта революция в астрономии, происходившая одновременно с появлением квантовой механики, никак не связана с революцией в физике, а вызвана чисто астрономическими открытиями Даже сама природа цефеид была не очень-то еще ясна. Тесный контакт с современной физикой появился не­сколько позже, когда исследованное Хаблом красное смещение в спектрах галактик связали с релятивистски­ми моделями Вселенной, а успехи ядерной физики реши­ли проблему источников энергии звезд.

Зависимость «период — светимость» стала одним из мощнейших орудий астрономического исследования, она подвергалась неоднократному пересмотру, улучшались ее нуль-пункт и наклон. Особенно много сделали здесь в 1930—1949 гг. X. Шепли, К. Лундмарк, Б. П. Герасимо­вич и Б. В. Кукаркин. Ревизии нуль-пункта основыва­лись большей частью на собственных движениях цефеид, и результаты в общем получались успокоительными — больших ошибок в нуль-пункте Шепли не обнаружива­лось, хотя и высказывались подозрения, что цефеиды не­сколько ярче, чем думал Шепли. Зависимость широко применялась при внегалактических исследованиях, с ее помощью определяли расстояние ближайших галактик и затем постоянную Хабла, коэффициент в формуле, свя­зывающей скорость удаления галактики с ее расстоя­нием. Проблема нуль-пункта зависимости «период — светимость» оказалась тесно связанной с космологиче­ской проблемой, решением вопроса о прошлом и будущем Вселенной. Постоянная Хабла определяет «экспансион­ный» возраст Вселенной (время, прошедшее с того гипо­тетического момента, когда все вещество Вселенной на­ходилось в состоянии бесконечно большой плотности).

Понятно поэтому, с каким вниманием рассматрива­лись все факты, могущие поколебать нашу уверенность в надежности нуль-пункта зависимости «период — свети­мость». И хотя данные о самих цефеидах эту уверен­ность в 1930-х годах не особенно колебали, были и неко­торые беспокоящие обстоятельства. Шаровые скопле­ния в нашей Галактике оказывались на lт,5 ярче, чем в М31 (туманности Андромеды). Новые звезды также обнаруживали расхождение того же порядка. Размеры других галактик получались такими, что наша Галак­тика оказывалась самой большой — возможная, конечно, вещь, но маловероятная. Наконец, постоянная Хабла оказывалась столь большой, что «экспансионный возраст Вселенной» получался чуть ли не меньше, чем возраст Земли. Попытки объяснить противоречия неточностью шкалы звездных величин в М31 оказались безуспеш­ными.

Решение проблемы было дано в работе Вальтера Бааде, обнародованной в 1952 г. За три года до этого он начал регулярные наблюдения туманности Андроме­ды при помощи 5-метрового рефлектора, только что уста­новленного на горе Паломар. Бааде ожидал, что с этим инструментом можно будет выявить в этой туманности переменные типа RR Лиры, но оказалось, даже ярчай­шие звезды шаровых скоплений, которые на 1m,5 ярче переменных типа RR Лиры, находятся близ предела пластинки. Эти переменные, следовательно, невозможно было зафиксировать, и Бааде и не пытался этого сделать. Их светимость, как мы знаем, считалась равной 0m, и поэтому светимость звезд, выявленных Бааде, была опре­делена им в —1т,5. Поскольку видимая величина этих звезд составляла 22т,75, отсюда следовало, что модуль расстояния туманности Андромеды, т М, составляет 24т,25. Однако цефеиды дают модуль расстояния, рав­ный 22т,75—расхождение снова составляло ту же са­мую величину, 1т,5. Вот в этом и состоит открытие Бааде — либо цефеиды надо сделать ярче на lт,5, либо на такую же величину уменьшить светимость перемен­ных типа RR Лиры. Бааде тогда же предположил, что правильной является светимость переменных типа RR Лиры,— основываясь главным образом на том, что соб­ственные движения этих звезд позволяют получить более надежные значения светимостей, чем для цефеид. Тогда расстояния ближних галактик, определяемые по цефеидам, надо вдвое увеличить, и исчезают противоречия, о которых мы говорили. Это означает также, что цефеиды в шаровых скоплениях вовсе не аналогичны цефеидам Магеллановых Облаков и окрестностей Солнца, а слабее их на lт,5. В этом не было ничего удивительного. К этому времени было уже ясно, что звезды шаровых скоплений во многом отличаются от более молодых звезд, концентрирующихся к плоскости Галактики и типичных для Магеллановых Облаков.

Однако Бааде убедил в своей правоте далеко не всех, и с 1952 г. начало появляться множество работ, посвя­щенных уточнению светимости цефеид. Предлагались самые разнообразные поправки к нуль-пункту Шепли, от —2т,2 до 0т. Поток этих работ начал иссякать лишь в конце пятидесятых годов, когда появились первые иссле­дования цефеид в рассеянных скоплениях, давшие наи­лучший способ определения светимостей цефеид.

Собственно говоря, еще в 1925 г. П. Дойг предложил определить расстояние до рассеянного скопления М25 с помощью входящей в его состав цефеиды U Стрельца. Но затем с легкой руки X. Шепли распространилось убеждение, что в рассеянных скоплениях в отличие от шаровых вообще не встречается переменных звезд. Это мнение было опровергнуто в 1956 г. П. Н. Холоповым, который показал, что в рассеянных скоплениях наряду с другими типами переменных звезд встречаются и це­феиды. Он проанализировал вероятность физической связи цефеид со скоплениями и показал ее возможность. Годом раньше Дж. Ирвин случайно вновь обнаружил связь М25 и U Стрельца, и обратил внимание также на S Наугольника, как на возможного члена скопления NGC 6087. И с этого времени начались работы по иссле­дованию цефеид, входящих в рассеянные скопления.

Дело в том, что примерно тогда же резко увеличи­лась точность определения модулей расстояния рассеян­ных скоплений, появилась новая методика, развитая Гарольдом Джонсоном и другими американскими астро­номами. Было определено положение на диаграмме «цвет — светимость» единой начальной главной после­довательности, на которой находятся звезды, только что окончившие гравитационное сжатие и в которых источ­ником энергии становится реакция превращения водоро­да в гелий. По мере выгорания водорода в центре звезды ее светимость медленно увеличивается, и звезда уходит вправо и вверх с начальной главной последователь­ности тем быстрее, чем больше ее масса и чем она ярче. Поэтому для определения модуля расстояния скопления с начальной главной последовательностью надо совме­щать нижнюю, непроэволюционировавшую часть наблю­даемой главной последовательности скопления. Этот спо­соб позволил определять модули расстояния рассеянных скоплений с точностью, доходящей до 0т,1— 0т,3. Разу­меется, такая точность стала возможной не только бла­годаря использованию достижений теории звездной эво­люции, но также из-за широкого применения фотоэлек­трической фотометрии и усовершенствования методики учета межзвездного поглощения света.

Зная расстояние до скопления, мы узнаем также рас­стояние и светимость входящей в его состав цефеиды с точностью, не достижимой никакими другими способами. Работы по исследованию цефеид в скоплениях и изуче­нию этих скоплений (проводившиеся главным образом на обсерватории Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар) были в основном закончены к 1961 г. Выяснилось, что с уверенностью можно отнести к скоплениям пять це­феид. Эти пять цефеид с несомненностью подтверждали правоту Бааде, и он, скончавшийся в 1960 г., успел узнать об этом.

Но и помимо уточнения светимостей, исследование цефеид в рассеянных скоплениях сослужило еще одну, и очень важную, службу. Положение цефеид на диаграм­мах «цвет — светимость» скоплений позволило поставить вопрос об их месте в звездной эволюции. Как рассказы­валось во второй главе, звезда, в ядре которой выгорел весь водород (к этому времени она становится примерно на 1т ярче, чем была на начальной главной последова­тельности), оставляет главную последовательность и с ее верхней границы быстро перемещается в область диа­граммы «цвет — светимость», занимаемую красными гигантами и сверхгигантами. По пути звезда должна попасть в полосу нестабильности — область диаграммы, заселяемую цефеидами. И вот оказалось, что на диа­граммах скоплений цефеиды находятся именно там, где, согласно теории, и должны быть звезды, пришедшие с верхнего конца главной последовательности скопления. Гипотеза о происхождении цефеид из звезд спектрального класса В (т. е. ярких звезд главной последовательности) впервые позволила объяснить удивительное сходство пространственного распределения этих двух типов звезд. Она предсказывала зависимость периодов цефеид от воз­растов содержащих их скоплений: чем старше становит­ся скопление, тем все менее и менее массивные звезды переходят с главной последовательности в стадию цефеи­ды, а чем меньше масса цефеиды, тем меньше ее период; существование такой зависимости было действительно установлено в 1964 г.

В 1961 г. результаты исследования цефеид в скопле­ниях были обобщены Р. Крафтом. Крафт опирался на данные о пяти цефеидах в скоплениях, а наклон зависи­мости принял равным полученному за год до этого X. Арпом для цефеид Малого Магелланова Облака. Зависимость «период — светимость» Крафта в течение долгого времени наиболее употребительная, имеет вид Mv= 1,67—2,54 lgP. Казалось, все теперь обстоит бла­гополучно. Крафт подтвердил увеличение светимости це­феид на 1т,5, предложенное Бааде. Но когда в 1965 г. И. М. Копылов и автор пересмотрели данные о цефеи­дах в скоплениях, они получили увеличение светимости цефеид лишь на lт,0 от нуль-пункта Шепли. Это было вызвано тем, что для определения расстояний скоплений использовалась начальная главная последовательность (НГП) Копылова. Поскольку скопления с цефеидами да­леки и слабые их звезды неизмеримы, пришлось пользо­ваться верхней частью этой последовательности у звезд класса В, проходящей на 0т,5 ниже НГП Джонсона, ко­торой пользовался Крафт. Модули расстояний и, сле­довательно, светимости получились на 0т,5 меньше.

Таким образом, проблема светимости цефеид ныне сводится к проблеме шкалы расстояний скоплений, и поскольку здесь нет пока полной ясности, определения статистических параллаксов цефеид сохраняют актуаль­ность. К сожалению, и здесь последние работы не дают согласующихся результатов.

Результаты не слишком радуют. Исследователи цефеид, можно сказать, сражаются с гидрой, у которой на месте отрубленной головы вырастает новая. За пять­десят лет усилий выявлена ошибка в lт,5 и все еще воз­можна ошибка в 0т,5. Правда, большинство астрономов уверены в правильности начальной главной последова­тельности Джонсона, опирающейся на расстояние Гиад, определяемое из геометрических соображений. Растет, однако, число работ, в которых подтверждается, что содержание металлов в Гиадах превышает среднее для большинства скоплений. По всей видимости, этим и объ­ясняется расхождение в калибровке светимости В-звезд на начальных главных последовательностях Джонсона и Копылова. Есть уже и наблюдательные данные, показы­вающие, что светимость на главной последовательности действительно зависит от содержания тяжелых элемен­тов. Если это так, можно оптимистично смотреть в буду­щее: спектральный анализ и фотометрия звезд в скоп­лениях должны уточнить их химический состав, и для определения расстояния скопления с цефеидой будет ис­пользована исходная главная последовательность, соот­ветствующая найденному для данного скопления содер­жанию металлов.

Растет и число данных о цефеидах в скоплениях. П. Н. Холопов и автор по снимкам на 70-сантиметровом рефлекторе в Москве построили в 1965 г. кривые блеска двух цефеид, составляющих двойную звезду СЕ Кассио­пеи, в том же скоплении NGC 7790, где находится и CF Кассиопеи. Компоненты СЕ Кассиопеи по отдель­ности не поддаются фотоэлектрической фотометрии, по­тому что расстояние между ними всего 2,3″ — и они обе проваливаются в диафрагму фотометра. В 1969 г. А. Сендидж и Г. Тамман опубликовали результаты исследова­ния СЕ Кассиопеи на 5-метровом рефлекторе — они неплохо согласуются с нашими.

Работами П. Н. Холопова было доказано существо­вание у скоплений обширных корон, и проведенный ав­тором в 1964 г. анализ данных о цефеидах, находящихся на небе по соседству со скоплениями, показал, что в ряде случаев они входят в короны скоплений. Число цефеид, связанных со скоплениями, увеличилось почти втрое, это и позволило обнаружить зависимость «период — воз­раст».

Итак, цефеиды в рассеянных скоплениях нашей Га­лактики дают наиболее надежный способ определения нуль-пункта зависимости «период — светимость», и все зависит от точности определения расстояний скоплений. Но этих цефеид, однако, слишком мало для определения наклона зависимости, и приходится обращаться к дан­ным о других галактиках, которые не очень хорошо со­гласуются друг с другом.

Наиболее полно исследованы в настоящее время це­феиды Магеллановых Облаков. В каждом из них, Большом и Малом, известно сейчас по 1200 цефеид. Долгое время периоды и кривые блеска были известны лишь для трети из них; изучение пластинок Гарвардской об­серватории было закончено лишь в 1966—1971 гг. под руководством Ц. Пейн-Гапошкиной и С. Гапошкина. Для одного только Большого Облака понадобилось свыше двух миллионов оценок блеска на 4000 пластинок. Ре­зультаты фотографической фотометрии, однако, не очень годятся для определения наклона зависимости «период— светимость», потому что они могут быть обременены зна­чительными ошибками — в основном из-за сильного и неоднородного фона неразрешенных звезд Магеллановых Облаков. Для полсотни цефеид Облаков есть и фото­электрическая фотометрия.

В туманности Андромеды, М31, изучено около 600 цефеид по пластинкам, полученным В. Бааде в 1949—1952 гг. на 5-метровом рефлекторе сразу же после его вступления в строй. Четыре области вдоль большой оси этой галактики покрывают не более двадцатой доли ее площади; всего в М31, по оценке Бааде, можно было бы открыть 8000—10 000 переменных звезд. В наиболее далекой от центра М31 области поглощение света и фон невелики, и на данные о цефеидах из этой области можно полагаться.

Для туманности Треугольника, М 33, где Хабл в двадцатых годах обнаружил с помощью 2,5-метрового рефлектора полсотни цефеид, современные данные все еще не опубликованы, хотя Сендидж продолжает иссле­дование этой галактики на 5-метровом телескопе. Такая же ситуация с красивой спиральной галактикой М81 в Большой Медведице — известно, что там найдено 18 це­феид, но никаких данных о них не опубликовано.

Цефеиды изучены на современном уровне в непра­вильных галактиках NGC6822, где известно 13 звезд, и ГС 1613 (24 звезды). Самая далекая галактика, в кото­рой цефеиды еще доступны 5-метровому рефлектору,— спиральная галактика NGC 2403 в Большой Медведице, в которой открыто 17 звезд. Ее исследование завершили в 1968 г. А. Сендидж и Г Тамман, изучившие 182 пла­стинки, первая из которых была получена еще в 1910 г. на 1,5-метровом телескопе. Расстояние NGC 2403 — 3,25-106 пс — является наибольшим, измеренным с по­мощью цефеид.

Совместив друг с другом путем сдвига вдоль вертикальной оси зависимости «период — светимость» для цефеид из обоих Магеллановых Облаков (только с фото­электрической фотометрией), М31, NGC 6822 и скопле­ний Галактики — так, чтобы получившаяся в результате зависимость обладала наименьшей дисперсией, Сендидж и Тамман построили в 1968 г. сводную зависимость «пе­риод — светимость», являющуюся до сих пор наиболее употребительной (см. рис. 9). Дисперсия ее около 1т, и этот разброс является, по всей видимости, реальным. Он связан с тем, что более голубые (горячие) цефеиды дан­ного периода ярче, чем более красные. Это объясняется наклоном линий постоянного периода на диаграмме Г — Р и тем, что полоса нестабильности имеет конечную ширину (см. рис. 8). Заметной дисперсией зависимости «период — светимость» и объясняется то, что по цефеи­дам из разных галактик получались несколько отличаю­щиеся значения наклона — в каждой отдельной галак­тике цефеид слишком мало. Полученную ими зависи­мость «период—светимость» Сендидж и Тамман исполь­зовали для определения расстояний близких галактик и линейных размеров областей ионизованного водорода. По угловым размерам этих областей в далеких галакти­ках они получили недавно для постоянной Хабла значе­ние 55 км/с•Mпс. Знание светимости цефеид остается критически важным для космологии.

Дисперсия зависимости «период — светимость», ес­тественно, уменьшает точность расстояний, определяемых, с помощью цефеид, если мы не знаем их показатели цве­та. (Конечно, исправленного за поглощение света, кото­рое делает цвета более красными. Этой сложной про­блемы мы здесь касаться не будем.) Но главное — должна быть уверенность в том, что при данном периоде (и показателе цвета) цефеиды во всех галактиках имеют одну и ту же светимость. Некоторые основания для сом­нений в этом имеются, потому что светимость зависит и от химического состава, который может несколько варьироваться от галактики к галактике, подобно тому, как отличаются по нему скопления нашей Галактики. Наилучший способ избавиться от этих сомнений — сравнение «цефеидных» расстояний ближайших галактик с расстояниями, определяемыми другими способами.

Наиболее надежно известны расстояния Магеллано­вых Облаков, определяемые по видимой величине звезд типа RR Лиры (абсолютная (величина этих звезд, найденная статистически по собственным движениям, заклю­чена между +0т,5 и +1т,0) и туманности Андроме­ды — по Новым звездам (у которых светимость в мак­симуме блеска зависит от скорости угасания блеска и составляет в среднем —8т). Расстояния, определяемые по Новым и звездам типа RR Лиры, согласуются с «цефе­идными» с точностью, не хуже чем 0т ,2 — 0т,5. По-види­мому, можно быть уверенным в том, что уж в этих пре­делах на цефеиды можно полагаться.

Как уже говорилось, распределение цефеид и их ско­рости движения в пространстве очень близки к таковым у звезд спектрального класса В, из которых они и про­изошли. Большинство цефеид концентрируется в галак­тической плоскости. Известно, однако, что они встре­чаются и в шаровых скоплениях. Среди примерно 700 известных ныне в Галактике цефеид около ста на­поминают (по особенностям кривых блеска) цефеиды шаровых скоплений и, подобно этим скоплениям, отно­сятся к сферической составляющей Галактики.

Периоды и амплитуды цефеид сферической состав­ляющей (типа W Девы) — такие же, как и у «класси­ческих» цефеид, лишь кривые блеска несколько отли­чаются, особенно при периодах, больших 12 дней. Одна­ко, как и шаровые скопления, цефеиды типа W Девы имеют большие пространственные скорости, концентри­руются к центру Галактики и встречаются высоко над ее плоскостью. Таковы же и пространственно-кинемати­ческие характеристики переменных типа RR Лиры, очень многочисленных в шаровых скоплениях. Очевидно, что эволюционная история этих двух типов звезд совсем другая, чем у классических цефеид, которые намного мо­ложе.

Однако причина переменности у всех звезд, находя­щихся в пределах полосы нестабильности, одна и та же. Это пульсации внешних слоев звезды, приводящие к из­менению размеров и температуры ее поверхности и, сле­довательно, светимости. Существование таких изменений непосредственно следует из наблюдаемых кривых изме­нения показателя цвета и лучевых скоростей (рис. 10). Пульсация звезды возникает из-за нарушения равнове­сия между основными силами, действующими в ее нед­рах: притяжения-вещества к центру, а также газового и лучевого давлений, противостоящих этому притяжению. При сжатии звезды светимость ее возрастает несмотря на уменьшение радиуса, потому что увеличивается тем­пература поверхности. Однажды возникшие пульсации поддерживаются, как показал С. А. Жевакин, «клапан­ным механизмом», действующим в слое частично ионизо­ванного гелия близ поверхности звезды. Поглощая иду­щее из глубины звезды излучение, атомы гелия ионизуются и гелиевый слой становится более прозрачным для излучения, которое уходит теперь наружу. Газ охлаж­дается, гелий снова становится нейтральным и способ­ным задерживать излучение, идущее из более глубоких слоев. Цикл повторяется снова и снова, пока структура звезды не изменится. Этот механизм эффективен лишь при определенной глубине залегания гелиевой зоны, ко­торая связана с поверхностной температурой звезды. Поэтому пульсация и наблюдается лишь у звезд, на­ходящихся на диаграмме Г—Р в пределах узкой полосы нестабильности (см. рис. 2).

Кривая блеска, показателя цвета и лучевой скорости цефеиды UСтрельца

Кривая блеска, показателя цвета и лучевой скорости цефеиды UСтрельца

Теория звездной эволюции и теория пульсации хоро­шо согласуются друг с другом — расчеты показывают, что при пересечении полосы нестабильности строение и химический состав наружных слоев звезд действительно близки к тому, которое предсказывается теорией пульса­ции. В процессе эволюции, попадая в пределы полосы не­стабильности, звезды разной массы и возраста начи­нают пульсировать (рис. 11 и 12) А если при этом близко их положение на диаграмме Г — Р, то сходны и характеристики переменности, как это, например, наблю­дается у цефеид классических и типа W Девы. Первые — молодые звезды с массами в 3—10 масс Солнца, а вто­рые — поздняя стадия развития звезд с массой около одной солнечной.

Фрагмент горизонтальной ветви диаграммы "цвет - светимость"

Фрагмент горизонтальной ветви диаграммы “цвет – светимость”

Диаграмма "цвет - светимость"

Диаграмма “цвет – светимость”

Период Р пульсации определяется средней плот­ностью звезды g согласно соотношению Р Кореньg=Q, где Q — постоянная, зависящая от структуры звезды. Этой зависимости подчиняются в общих чертах все колеблю­щиеся системы, от мяча до Вселенной. Разреженные сверхгиганты — цефеиды пульсируют с периодами в де­сятки дней, звезды типа g Щита (карлики главной по­следовательности) — несколько часов. Эволюционное дви­жение звезды по диаграмме Г — Р сопровождается из­менением ее плотности и, следовательно, периода, а по­скольку период можно определить с очень большой точ­ностью, изучение изменяемости периода пульсирующих звезд в принципе является наиболее чувствительным способом проверки выводов теории звездной эволюции.

Соотношения «период — плотность» и «масса — све­тимость» объясняют существование зависимости «пе­риод — светимость» для цефеид. Из них, выражая ра­диус через светимость и температуру, можно получить зависимость, связывающую светимости, температуры и периоды цефеид с пульсационной постоянной Q. Теоре­тически полученные зависимости неплохо согласуются с наблюдательными данными. Многие астрономы считают, что мы вполне понимаем теперь природу и эволюцион­ную историю цефеид.

Читатель, наверное, согласится с тем, что эти звезды заслужили то особое внимание, которое им уделено в этой книге, в которой все равно невозможно рассказать сколько-нибудь подробно о всех типах переменных звезд. Надо, однако, сказать о том, что пульсирующие звезды встречаются не только в полосе нестабильности. Группа звезд типа в Цефея находится в верхней части главной последовательности близ ее правой границы (см. рис. 2). Все это — гиганты спектрального класса В, и блеск их изменяется с периодом в несколько часов. Возникновение пульсаций связывают с началом перестройки структуры звезды перед уходом с главной последовательности.

Разнообразные красные переменные гиганты и сверх­гиганты находятся в правом верхнем углу диаграммы, и их переменность также связывают с пульсацией (см. рис. 2). У большинства из них блеск изменяется полу­правильным образом, с циклом в десятки и сотни дней. Наиболее замечательны звезды типа о Кита (назван­ной Мира — «Удивительная»), изменяющие блеск почти правильно, с периодом от 100 до 1000 дней и громадны­ми амплитудами — до 5—6 величин (рис. 13). Однако на самом деле количество излучаемой этими звездами энергии изменяется лишь в несколько раз. Дело в том, что в атмосферах этих холодных звезд присутствуют молекулы окисей титана, циркония, соединений углерода, сильно поглощающие излучение в видимой области спектра. Эти молекулы при небольшом увеличении тем­пературы распадаются на атомы, прозрачность атмосфе­ры увеличивается, и блеск в видимой области сильно возрастает. В инфракрасной же области спектра ампли­туды звезд типа Миры Кита невелики. Они встречаются на правом конце ветви гигантов шаровых и старых рас­сеянных скоплений и, по-видимому, переменность их связана с начинающейся перестройкой структуры звезд, готовящихся к уходу с ветви гигантов.

Кривая блеска Миры (о Кита)

Кривая блеска Миры (о Кита)