Генриетта Левитт за работой
Цефеид галактики М 100. На фото того же цефеида (внизу), сделанного через 22 сут, хорошо видно изменение светимости звезды.
Кривая света одного из цефеидов
Два цефеида, обнаруженные в галактике Андромеды (M31)
|
Цефеиды - это особый класс регулярных переменных звезд, у которых период пульсации связан с абсолютной звездной величиной. Они получили свое название от звезды-прототипа 5 Цефея, звездная величина которой меняется от 3,6 до 4,3 с периодом в 5,4 сут.
График изменения блеска цефеида за период пульсации имеет минимум 0,35 звездной величины и максимум 1,5 звездной величины, что соответствует четырехкратному потоку освещенности, создаваемой звездой. Период пульсации обычно равен 0,2-100 сут. В большинстве случаев кривые блеска цефеид имеют характерный, почти асимметричный вид с быстрым подъемом блеска светила к максимуму и более пологим спуском к минимуму.
СООТНОШЕНИЕ ПЕРИОД/СВЕТИМОСТЬ. Связь между периодом пульсации и абсолютной звездной величиной, так называемое соотношение период/светимость, была установлена в 1912 году Генриеттой Ливитт, тогда еще молодой исследовательницей обсерватории американского Гарвардского университета. Наблюдая за некоторыми переменными звездами в Малом Магеллановом Облаке, Ливитт обнаружила, что при сравнении значений видимых звездных величин некоторых цефеид с периодами их пульсации более яркими оказываются звезды с более длинным периодом. Так как эти звезды принадлежат к одной галактике, расстояние до них примерно одинаково (около 50 килопарсеков), соотношение, найденное Ливитт, применимо и к абсолютным звездным величинам.
Формула соотношения период/светимость следующая: М = А + В Log,0 (P), где М - абсолютная звездная величина максимальной светимости звезды, Р- период пульсации, а А и В - константы. Более важным следствием соотношения период/светимость является то, что оно дает достаточно точный метод оценки абсолютной звездной величины цефеид. Узнав абсолютную звездную величину, можно определить удаленность, просто подсчитав разницу с видимой звездной величиной. Поэтому цефеиды - лучшие индикаторы удаленности, и как таковые они имеют исключительное значение для измерения внегалактических расстояний.
Обнаружив звезду класса цефеид в другой галактике и замерив период ее пульсации, можно тут же определить расстояние до самой галактики.
МЕХАНИЗМЫ ПЕРЕМЕННОСТИ. Физические процессы, приводящие к переменности наблюдаемой звездной величины цефеид, по сути ясны. Это пульсирующие звезды, периодически меняющие свои размеры. Блеск (L) звезды зависит от температуры на поверхности (Т) и от площади излучающей поверхности и выражается формулой: L = 4pR2sT4, где R - радиус звезды, as - так называемая постоянная Стефана-Больцмана. Поскольку значение температуры возводится в четвертую степень, она заметно влияет на переменность. Поэтому периодические изменения температуры могут приводить к наблюдаемым модуляциям блеска. У цефеид переменность температуры происходит вследствие чередующихся радиальных сжатий и расширений звезды относительно среднего значения. В сжатой фазе температура ядра увеличивается, приводя к общему увеличению блеска. Повышение энергии останавливает сжатие звезды и вызывает расширение самых верхних ее слоев. После расширения звезда остывает, блеск ее постепенно снижается. По достижении минимальной температуры расширение прекращается, а размер радиуса светила стабилизируется. Поэтому максимальный блеск у цефеидов наступает тогда, когда их радиус минимальный, и наоборот.
Изменение температуры приводит, согласно диаграмме Герцшпрунга-Рессела, и к изменениям их спектра. По этой причине спектральный класс цефеид нельзя определить однозначно. Он сильно зависит от фазы цикла пульсации звезды. Например, при минимальном блеске цефеид выглядит как звезда типа G или К. А вот при максимальном - как звезда типа А или F.
КЛАССИФИКАЦИЯ. Цефеиды можно подразделить на два подкласса. Первый - классические цефеиды звездного населения I (возраст около 100 млн. лет). Они локализованы в основном на спиральных ветвях нашей Галактики. Это сверхгиганты с массой, равной нескольким солнечным, в 500-30 000 раз ярче Солнца и с чуть большей температурой поверхности (около 10 000 К). Второй подкласс - цефеиды типа W Девы. Они старше и принадлежат к звездному населению II. В отличие от классических цефеидов, они находятся в ядре и гало Галактики, в частности, внутри шаровых скоплений. У цефеидов типа W Девы периоды пульсации короче, чем у классических, менее 1 8 сут. Средняя светимость ниже. На сегодняшний день открыто более 400 цефеидов в нашей Галактике и более 1000 в Магеллановых Облаках. Значительное количество цефеид открыто и в других галактиках.
|
