ГИПОТЕЗА РАДИАЛЬНЫХ АДИАБАТИЧЕСКИХ ПУЛЬСАЦИЙ И ЕЕ ЗАТРУДНЕНИЯ

Для объяснения изменений блеска цефеид первоначально была выдвинута идея радиальных адиабатических пульсаций (Риттер, Эддингтон). Пульсация мыслилась в форме стоячих волн, как: а) негомологическая, т. е. относительная амплитуда изменяется от нуля в центре до максимума на поверхности; б) адиабатическая, т. е. за счет соответственной тепловой энергии газа (без притока тепла в места повышения температуры). Для того чтобы при этом для поддержания пульсации расходовалось как можно меньше энергии, нужен физический механизм, аналогичный работе клапана в двухтактном двигателе (дизеле), где энергия в виде горючего подводится в момент достижения наивысшей температуры, а отвод тепла — при наименьшей температуре, когда происходит выхлоп.

Мы знаем, что энергия в звезде поддерживается термоядерными источниками, так что при возрастании температуры и давления энергоотдача растет. При наибольшем сжатии звезды выделяется наибольшее количество энергии, которой с избытком хватает на компенсацию потерь тепла. Избыточное тепло вызывает расширение, но оно должно остановиться, когда источники энергии ослабеют и нечем будет покрывать работу дальнейшего расширения. Расширение должно смениться новым сжатием и повторением цикла.

Как мы видели выше в § 18, при возникновении в звезде адиабатических пульсаций фундаментальный период пульсаций определяется формулой (18.11). Известны две особенные в своем роде двойные звезды: ВМ Cas, у которой одна из компонент цефеида, и СЕ Cas, у которой обе компоненты цефеиды. Лишь у первой удалось определить массу, и она оказалась равной с большой неуверенностью. Во всех остальных случаях массу цефеид приходится находить по кривой масса — светимость или определяя ускорение силы тяжести в атмосфере цефеиды по развитию фраунгоферовых линий (см. с. 122, 129—131). Оба эти способа ненадежны и приводят к массам от двух до восьми солнечных, но первый из них применять легче всего, а затем, зная из лучевых скоростей R, определяют .

Десяток исследованных таким образом цефеид дал значения , которые вдвое больше у звезд 2—3-дневного периода, чем у звезд с периодом 20—30 дней.

Главная же трудность теории адиабатических пульсаций состоит в сдвиге фаз кривых лучевой скорости и блеска, а также в слишком больших, «излишне» больших, изменениях радиуса для данной амплитуды блеска.