Пульсирующие звезды, зависимость между периодом и светимостью

Пульсирующие звезды-это переменные звезды, блеск которых меняется во времени, что связано с периодическими расширениями и сжатиями звезды. Изменения могут быть правильными или неправильными, продолжительность цикла-от нескольких минут до многих месяцев. Астрономы постоянно следят за переменными звездами и ищут новые переменные. Выдающийся наблюдатель Джон Гудрайк (1764-1786) первым догадался, что странное «подмигивание» Ал- голя (в созвездии Персея) связано с периодическими затмениями яркой звезды более тусклым спутником. Он же открыл переменность Цефея, оказавшейся с точки зрения теоретической астрофизики одной из самых важных звезд в Галактике.

Цефея, неподалеку от Северного полюса неба, имеет весьма малую амплитуду изменения звездной величины (от 3,6 до 4,3), она никогда не бывает очень яркой, но и никогда не становится слишком слабой, так что ее всегда нетрудно увидеть невооруженным глазом. Период колебаний, т. е. интервал между соседними максимумами, равен 5,366 суток и выдерживается абсолютно строго, поэтому ее блеск на любой данный момент всегда можно предсказать. Позднее были открыты другие звезды того же типа: г| Орла с периодом 7,17 суток; £ Близнецов (10,2 суток); на южном небе -х Павлина (9,1 суток). Современные методы исследования позволили открыть много таких звезд-теперь их известно около тысячи. Называются они цефеидами.

На диаграмму Герцшпрунга- Рессела наносят светимость (или абсолютную величину) звезды в зависимости от ее спектрального класса. Здесь показаны важнейшие типы пульсирующих звезд звезды типа RR Лиры (1), цефеиды (2), долгопериодические звезды типа Миры Кита (3), красные переменные (4), переменные типа ß Большого Пса (5), а также вспыхивающие звезды (6). На врезке показаны изменения звездной величины от минимума к максимуму для характерных представителей каждого типа. Цефеиды-звезды ранних спектральных классов.

Телескоп-рефрактор, ранее находившийся в Перу, а ныне установленный на Бойденской обсерватории в Южной Африке, использовался для получения фотографий Малого Магелланова Облака, по которым в 1912 г. Г. Ливитт установила зависимость «период-светимость» для переменных звезд цефеид.

Зависимость между периодом и светимостью. Цефеиды-это звезды-гиганты высокой светимости. Они далеко прошли по пути эволюции и стали неустойчивыми. Однако они совершенно не похожи на взрывающиеся звезды. Огромное значение цефеид для астрономии объясняется одной главной причиной: изменения их блеска дают возможность устанавливать истинные светимости этих звезд, а следовательно, расстояния до них.

Это важное открытие было сделано в 1912 г. Генриеттой Ливитт (1868-1921), изучавшей фотографии соседней звездной системы-Малого Магелланова Облака. В Облаке есть цефеиды; Ливитт обнаружила, что звезды с большими периодами выглядят ярче, чем звезды с меньшими периодами. Для любых практических целей все звезды Облака можно считать одинаково удаленными от Земли. Поэтому можно заключить, что те цефеиды в Облаке, которые кажутся более яркими, и на самом деле светят ярче. Если известно, сколько звезда излучает на самом деле и каков ее видимый блеск, можно определить расстояние до нее. Конечно, приходится учитывать много поправок (в частности, на поглощение света в межзвездном пространстве), тем не менее принцип ясен. Зависимость «период-светимость» для цефеид дала в руки ученым основной метод измерения расстояний в Галактике.

254-см Хукеровский рефлектор обсерватории Маунт-Вилсон вошел в строй в 1918 г. В течение 30 лет он оставался крупнейшим в мире телескопом. Хаббл использовал его для изучения короткопериодических переменных в других галактиках; в те времена не было других инструментов, достаточно мощных для подобных исследований. Телескоп полностью в строю и сегодня. Он имеет монтировку английского типа, поэтому его невозможно направить на полюс мира.

Пытаясь найти короткопериодические переменные в других галактиках, Хаббл сосредоточил внимание на спиральной туманности Андромеды; тогда считалось, что эта спиральная туманность находится относительно близко по космическим масштабам. Хаббл не сумел найти в ней переменные типа RR Лиры, но обнаружил цефеиды. Определив из наблюдений их периоды, он воспользовался зависимостью «период светимость» и показал, что цефеиды, а значит, и сама туманность должны находиться за пределами Млечного Пути. Хаббл оценил расстояние до нее в 750 тыс. световых лет, но на самом деле оно составляет 2,2 млн. световых лет.

За пределами Галактики. В 1923 г. Эдвин Хаббл (1889-1953) на обсерватории Маунт-Вилсон обнаружил цефеиды в нескольких «звездных туманностях», в том числе туманности М 31 в созвездии Андромеды.

Определив периоды цефеид, он нашел расстояния до них. Хаббл убедился, что цефеиды, а следовательно, и сами спиральные туманности лежат далеко за пределами нашей Галактики. Если бы Хаббл не заметил в туманностях этих «удобных» звезд, то доказать их внегалактическую природу было бы очень трудно. Впоследствии выяснилось, что полученные Хабблом оценки расстояний занижены, так как в шкале расстояний цефеид была ошибка, обнаруженная только после выполненной в 1952 г. работы В. Бааде. Хаббл считал, что спиральная галактика Андромеды удалена от нас на 750 тыс. световых лет; на самом деле расстояние до нее превышает 2 млн. световых лет.

Благодаря тому что цефеиды светят очень ярко, их можно наблюдать на огромных расстояниях; удается обнаруживать их даже на расстоянии около 40 млн. световых лет. С цефеидами сходен другой тип переменных, имеющих более короткие периоды (меньше суток); все они имеют, по-видимому, примерно одинаковую светимость (примерно в 90 раз выше, чем у Солнца). Называются они звездами типа RR Лиры-по названию наиболее изученной звезды этого класса.

Переменные звезды, цефеиды, примечательны регулярностью изменений блеска. Период самой 8 Цефея равен 5,3 суток (А); для сравнения показана кривая блеска южной цефеиды х Павлина, имеющей период 9,1 суток (Б). Формы этих кривых различны. Поскольку период х Павлина больше, ее светимость выше. Другие знаменитые цефеиды- £ Близнецов (период 10,2 суток) и т Орла (7,17 суток)

Долгопериодические звезды. Цефеиды и переменные типа RR Лиры — пульсирующие звезды, они попеременно раздуваются и сжимаются. Существуют также звезды, которые пульсируют с гораздо более продолжительными периодами-от нескольких недель до года и более. Это долгопериодические переменные; их часто называют звездами типа Миры-по наименованию звезды в созвездии Кита. Практически все звезды этого типа-старые красные гиганты огромных размеров и высокой светимости, израсходовавшие все запасы водородного «горючего» и ставшие неустойчивыми. Для них не существует зависимости между периодом и светимостью, подобной цефеидной, да и, в сущности, их периоды и амплитуды не постоянны. Период самой Миры -331 сутки, но от цикла к циклу он может отличаться примерно на неделю в ту или иную сторону. В некоторых максимумах Мира может сравниться по блеску с Полярной звездой (2-й величины), а в других она оказывается не ярче 4-й величины. В минимуме она имеет примерно 10-ю величину и видна в обычные бинокли. Еще одна звезда типа Миры-х Лебедя - изменяет блеск от 3,3 до 14,2 звездной величины.

Бывают также полуправильные переменные (например, Бетельгейзе в созвездии Ориона), их амплитуды невелики, а периоды весьма непостоянны. Большинство таких звезд (хотя и не все) — красные гиганты, они также расширяются и сжимаются, изменяя при этом энергетический выход. Звезды, подобные Бетельгейзе, громадны, их диаметры достигают 580 млн. км.

Мира Кита расположена в бедной звездами области неба и легко наблюдаема в периоды максимального блеска. Но невооруженным глазом ее можно видеть в течение всего нескольких недель в году

Размеры Миры Кита сравниваются на рисунке с размерами Солнца. Диаметр Миры, как и других красных гигантов, превосходит 160 млн. км. По мере изменения диаметра изменяется интенсивность излучения звезды.