ГЛАВА V. НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Многие звезды нестационарны в той или иной мере. Если нестационарные процессы протекают близ поверхности звезды, неустойчивость звезды носит, так сказать, «поверхностный» характер и не вызывает изменений ее внутреннего строения. В противном случае неустойчивость переходит в катастрофу. Выражением нестационарности чаще всего выступают изменения блеска звезды. Такая звезда называется переменной звездой. Изменения блеска обычно отражают изменения в спектре — непрерывном или линейчатом. Изменения интенсивности эмиссионных линий могут пройти незамеченными для фотометра, но хорошо заметны при наблюдениях спектра. В таком случае нестационарные звезды называются спектрально-переменными. Наконец, смещения спектральных линий, эмиссионных или абсорбционных, указывают на движения газовых масс: систематические, случайные или периодические. В таких случаях мы различаем неустойчивость, связанную либо с выбросом или истечением вещества из звезды, либо с пульсацией звезды.

§ 21. ЦЕФЕИДЫ И КОЛЕБАТЕЛЬНАЯ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ ЗВЕЗД

ОСНОВНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЦЕФЕИД

Цефеиды — обширный класс переменных звезд, названных по своему прототипу — звезде Цефея ( Сер), переменность которой была открыта еще в 1784 г. Классические или долгопериодические цефеиды отличаются очень устойчивыми по величине и периоду колебаниями блеска с амплитудой около и меньше. Период колебаний превышает одни сутки, но меньше 70 суток. Еще более многочисленна группа короткопериодических цефеид или звезд типа RR Лиры . Их амплитуды примерно те же, а периоды меньше одних суток. Наиболее часто встречаются значения периода около 0,5 суток, а наименьшие значения — около минут. Амплитуда колебаний может менятьсй.

Звезды типа очень многочисленны в шаровых звездных скоплениях и по всем кинематическим признакам относятся к звездному населению сферической составляющей (II тип); наоборот, среди долгопериодических цефеид подавляющее большинство принадлежит к плоской составляющей звездного населения (I тип), хотя есть и представители населения II типа, которые отличаются от первых по ряду признаков, например, формой кривой блеска.

Типичной представительницей цефеид сферической составляющей считается звезда W Девы . Кривые блеска всех трех названных звезд — представительниц разного рода цефеид — показаны на рис. 109. Следует заметить, что форма кривых блеска цефеид очень сильно зависит от величины периода так же как и ряд других характеристик.

Важнейшей характеристикой цефеиды служит ее абсолютная звездная величина М (или светимость L), которая тесно связана с периодом, настолько тесно, что часто говорят, что светимость цефеиды есть функция периода.

Рис. 109. Кривые блеска трех типичных представительниц цефеид: RR Лиры, Цефея и W Девы

Рис. 110. Кривая период — светимость у цефеид разных классов (схема). 1 — классические цефеиды, 2 — цефеиды сферической составляющей

Чистой функциональной зависимости, правда, здесь нет, но если раздельно рассматривать цефеиды плоской и сферической составляющих, то на диаграмме (рис. 110) точки ложатся очень узкой полосой около соответствующей кривой «период — светимость». Долго- и короткопериодические цефеиды сферической составляющей образуют на этой диаграмме непрерывную последовательность. Цефеиды плоской составляющей (классические цефеиды) абсолютно ярче цефеид сферической составляющей того же периода на . К сожалению, поскольку все цефеиды весьма удалены от нас (это проявляется в их абсолютной малочисленности, несмотря на высокую светимость), абсолютные звездные величины их известны с невысокой точностью. Вот почему разметка оси ординат на рис. 110 не отличается надежностью. Это обстоятельство, получившее название проблемы нуль-пункта цефеид, имеет очень большое значение для звездной астрономии, поскольку определения весьма далеких расстояний в астрономии основываются на нахождении у цефеид по значению их периода абсолютной звездной величины М и последующем вычислении расстояния по формуле .

Мы не будем обсуждать этот вопрос, а просто приведем наиболее надежные формулы:

для классических цефеид

( — фотографическая абсолютная звездная величина посередине между минимумом и максимумом);

для цефеид сферической составляющей

для короткопериодических цефеид (типа ), если отвлечься от периода, лучшее значение

Цефеиды самых коротких периодов еще более слабы; их называют карликовыми цефеидами.

Рис. 111. Изменение спектра у цефеид. В функции логарифма периода кружками показам спектральный класс в максимуме блеска, а точками — в минимуме

Изменения блеска цефеид сопровождаются изменениями цвета, т. е. спектральными изменениями. В максимуме блеска цефеида горячее, ее спектральный класс более ранний. В минимуме она холоднее, ее спектральный класс тем более поздний, чем больше период, поэтому можно говорить о связи период — спектр. Так, например, у Сер в максимуме спектр подобен спектру сверхгиганта , а в минимуме — спектру сверхгиганта класса . Соответственно изменяется и показатель цвета. На рис. 111 показана связь период — спектр у цефеид отдельно для минимума и максимума блеска. Спектр, определенный по линиям водорода, несколько более ранний, чем по линиям: металлов (что свойственно и «металлическим» звездам; см. главу II § 11). Так как с ослаблением блеска цефеида становится краснее, амплитуда изменений блеска у цефеид в фотографических лучах, больше, чем в визуальных. У звезд типа изменения спектра-невелики.

Рис. 112. Диаграмма цвет — светимость для цефеид и других групп ярких звезд ( — нормальный показатель цвета)

На диаграмме Г — Р (рис. 112) цефеиды располагаются в области желтых и красных (в минимуме) сверхгигантов, а звезды типа RRLyr — среди белых звезд, выше главной последовательности, там, где нормальные звезды не встречаются (упоминавшийся уже в § 19 «пробел Герцшпрунга»).