§ 17. ПУЛЬСАЦИОННАЯ ТЕОРИЯ

Подведем некоторые итоги. Мы описали свойства более десяти типов переменных звезд и отнесли их к пульсирующим. Предлагаем читателю сводную табл. 3, в которой указаны основные характеристики этих типов.

Таблица 3. Типы регулярных (правильных) пульсирующих звезд

Из таблицы очевидно, что пульсации проявляются у различных звезд по-разному, в зависимости от реальных физических условий и химического состава внешних слоев звезды.

Впервые пульсационная теория была предложена в конце прошлого столетия немецким физиком Риттером в одной из его статей, посвященных исследованию равновесия гравитирующих газовых шаров. Позднее, при защите А. А. Белопольским диссертации, посвященной изучению лучевой скорости цефеиды Орла, эту же гипотезу высказал оппонент проф. Н. А. Умов.

Однако математическая теория пульсации была разработана английским астрономом А. Эддингтоном значительно позже, в первой четверти нашего столетия. Эта теория предполагает, что вследствие нарушения равновесия гравитации и давления начинаются свободные, постепенно затухающие пульсационные колебания. Звезда периодически увеличивает и уменьшает свой объем, колеблясь около равновесного состояния. При вздутии звезды ее радиус растет и ее фотосфера (и расположенная над ней оболочка) в центре диска приближается к нам; в это время лучевая скорость должна быть отрицательной. При сжатии звезды, которое следует за расширением, поверхность звезды удаляется, и лучевая скорость положительна.

При этих колебаниях неизбежны и периодически повторяющиеся нагревания и охлаждения, т. е. должна изменяться и температура. Колебание же размеров светящейся поверхности и ее температуры вызывает периодические изменения светимости. В математической теории пульсации выводится формула (16), связывающая период и среднюю плотность вещества пульсирующей звезды. Она дает возможность вывести зависимость светимости от периода пульсации и температуры фотосферы. Покажем, как это сделать. Перепишем формулу (16) в виде , где С — постоянная пульсации. Так как масса 501 звезды равна произведению объема на среднюю плотность, то

Используя предыдущую формулу для замены на Р, получим

Здесь мы для краткости ввели новую постоянную Из статистического сопоставления масс и светимостей L звезд было найдено эмпирическое соотношение , где а — некоторый коэффициент. Используя формулу (18), находим

С другой стороны, светимость равна произведению площади диска звезды на поверхностную яркость которая в свою очередь пропорциональна четвертой степени температуры, т. е. , где а — известная постоянная. Таким образом,

Находим логарифм светимости:

из формулы (19)

из формулы (20)

Исключив из этих уравнении , получим

Это и есть зависимость светимости от периода и температуры. Использовав данные таблиц 2 и 3, можпо вычислить теоретические значения светимости для всех пульсирующих звезд. Оказывается, что единая зависимость подтверждается наблюдениями. Это, в частности, дает возможность разместить пульсирующие звезды на диаграмме Г — Р.

Однако теория Эддингтона не полностью объясняла наблюдающиеся явления. Одно из разногласий заключается в следующем. Зная светимость и температуру, можпо вычислить радиус фотосферы. Поэтому можно было вычислить кривую изменения фотосферного радиуса из кривой блеска. С другой стороны, суммируя изменения радиуса по кривой изменения лучевой скорости, можно построить вторую кривую изменения радиуса того слоя, в котором образуются спектральные линии поглощения, а он должен прилегать к фотосфере. Оказывается, что эти кривые расходятся по фазе; они сдвинуты во времени.

Второй педостаток теории Эддингтона состоит в том, что она не указывает источника энергии, который способен поддерживать колебания. Свободные же колебания должны были бы скоро затухать.

Эддингтон предполагал, что звезда пульсирует целиком, а оказалось, что пульсируют только внешние слои, а глубокие недра звезды в пульсации не участвуют. На это впервые обратил внимание советский ученый С. А. Жевакин и произвел соответствующие расчеты. Надо было учесть химический состав внешних слоев звезды.

В недрах звезды атомы всех химических элементов благодаря высокой температуре полностью ионизованы, так сказать, обезличены. По мере приближения к поверхности звезды температура понижается и атомные ядра присоединяют к себе электроны, становясь сначала ионами, а затем, при более низких температурах, нейтральными атомами. Звездная переменность обусловлена особыми свойствами атома гелия. Оказалось, что гелиевая зопа, расположенная во внешних слоях звезды, способна аккумулировать энергию.

Рассмотрим, что происходит в гелиевой зоне, через которую из недр звезды распространяется излучение. Оно поглощается, ионизуя нейтральные атомы гелия. При этом температура повышается. Так как среда, состоящая из ионизованных атомов гелия, более прозрачна для излучения, то накопленная энергия выходит наружу, а среда при этом охлаждается.

Понижение температуры сопровождается рекомбинацией ионов гелпя с электронами, и атомы гелия становятся нейтральными, способными поглощать энергию. Цикл замыкается, чтобы повторяться периодически.

Идеи С. А. Жевакина были впоследствии развиты американским ученым Р. Кристи, который, пользуясь быстродействующими вычислительными машинами, рассчитал всевозможные варианты и добился удовлетворительного согласия теории с наблюдениями. Его теорией объясняется, в частности, появление «горбов» на кривых блеска, возникающих в результате отражения пульсационных волн от границы, отделяющей стабильное ядро звезды от пульсирующей оболочки.

Однако и эта теория еще далеко не совершенна. Она не может объяснить эффекта Блажко.

Кроме того, пока невозможно объяснить поведение одной из цефеид-дубльве RU Жирафа. С 1908 по 1961 гг. она изменяла свой блеск с периодом и амплитудой, немного большей одной звездной величины. В 1964 г. амплитуда стала быстро уменьшаться и в августе 1966 г. звезда практически прекратила изменения блеска. Через несколько лет она их возобновила, но уже с очень небольшой амплитудой и несколько иным периодом, равным Случай, бесспорно, исключительный. Правда, и звезда по своим свойствам исключительная: в отличие от других цефеид ее атмосфера обогащена углеродом.