ПУЛЬСАЦИИ ЦЕФЕИД

С тем же периодом, что и изменения блеска, у цефеид происходят изменения лучевой скорости при амплитуде в несколько десятков километров в секунду. Эти изменения можно было бы интерпретировать как результат орбитального движения, считая цефеиду двойной звездой, имеющей малый спутник. Эту идею, процветавшую в начале нашего столетия, оставили по ряду причин. Например, она ничего не давала для объяснения изменений блеска, она и не могла объяснить приблизительно одинаковую форму кривой лучевой скорости, из чего вытекало приблизительно одинаковое расположение большой оси орбитального эллипса по отношению, к Земле у всех цефеид. В настоящее время общепризнанной является идея пульсации цефеид, хотя относительно деталей этого процесса существуют расхождения.

Действительно, пульсация в состоянии объяснить и изменения блеска, и изменения температуры. При наименьших размерах звезды, т. е. в состоянии наибольшего сжатия, звезда всего горячее и дает наибольший блеск. Тогда следует ожидать в максимуме блеска перехода лучевой скорости через нуль — от положительной к отрицательной.

После этого звезда расширяется так, что точки ее поверхности движутся к наблюдателю, лучевая скорость отрицательна и остается такой до наибольшего расширения звезды, когда она всего холоднее и достигает минимального блеска. Здесь лучевая скорость переходит через нуль от отрицательных к положительным значениям.

На самом деле, как это видно на примере Сер (рис. 113), в максимуме блеска наблюдается наибольшая скорость расширения, а в минимуме блеска — наибольшая скорость сжатия, т. е. действительная кривая лучевой скорости сдвинута по фазе относительно теоретической кривой. Величина этого сдвига тоже есть функция периода, но почти во всех исследованных случаях (кроме ) наибольшая скорость расширения несколько запаздывает относительно максимума блеска.

Рис. 113. Изменение Сер в функции фазы периода: а) кривая блеска; б) кривая лучевой скорости; в) кривая изменений радиуса; г) кривая изменений эффективной температуры

Когда наблюдается пульсация звезды, полученная по смещению спектральных линий, лучевая скорость есть результат усреднения лучевых скоростей по всему полушарию, обращенному к наблюдателю, причем это будет весовое среднее, где веса пропорциональны количеству света, исходящего из данного места диска звезды. Беря среднее значение потемнения к краю диска [см. формулу (2.16)], легко найдем, что скорость расширения звезды связана с соотношением

где есть лучевая скорость движения звезды в пространстве:

Если теперь произвести численное интегрирование dR/dt по времени, то будут получены изменения радиуса во времени. Очевидно, взятый по целому периоду, равен нулю. В соответствии с запаздыванием фаз у кривой лучевых скоростей максимальный радиус получается не в минимуме блеска, а приблизительно при фазе среднего блеска, когда звезда переходит от максимума к минимуму (см. рис. 113), но температура фотосферы звезды достигает минимума позже.

Изменения радиуса у цефеиды составляют 1,5—2 млн км в обе стороны и - больше (при больших периодах), т. е. два-три солнечных радиуса. Естественно, что средний радиус цефеиды должен быть много больше солнечного, раз цефеида принадлежит к сверхгигантам. Наблюдения позволяют определить этог средний радиус следующим путем: выберем на кривой блеска две точки 1 и 2, при которых цефеида имеет одинаковый показатель цвета (или спектр). В этих; двух фазах звезда имеет, очевидно, одну и ту же температуру, следовательно, разность блеска в этих фазах вызвана только различными размерами звезды:

Если в двух фазах отклонения радиуса от среднего значения R равны соответственно и , то

или

откуда

Величина n легко определяется кривой блеска и кривой изменения радиуса (например, из рис. 113, в), следовательно, формулы (21.5) достаточно для нахождения R. Так, для трех хорошо изученных цефеид было получено:

С другой стороны, зная изменения радиуса и температуры цефеиды, можно подсчитать изменение ее светимости во время полного цикла с помощью методов § 24 КПА и моделей звездных атмосфер. Оказывается, что вычисленная этим методом амплитуда колебаний радиуса много меньше того, что дает кривая лучевых скоростей или, наоборот, при амплитуде , выведенной из изменений лучевых скоростей, теоретические изменения светимости оказываются много больше наблюдаемых. Сдвиг фазы и последнее противоречие заставляют серьезно задуматься о возможных причинах изменений блеска цефеид.