Цефеиды и другие переменные звезды

У этого термина существуют и другие значения, см. Переменная звезда (значения).

Переме́нная звезда́

— звезда, яркость которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Например, величина выделяемой Солнцем энергии изменяется на 0,1 % в течение одиннадцатилетнего солнечного цикла, что соответствует изменению абсолютной звёздной величины на одну тысячную. Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.

Переменные звёзды сильно отличаются друг от друга. Изменения блеска могут носить периодический характер. Основными наблюдательными характеристиками являются период, амплитуда изменений блеска, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.

Причинами изменения блеска звёзд могут быть: радиальные и нерадиальные пульсации, хромосферная активность, периодические затмения звёзд в тесной двойной системе, процессы, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую в двойной системе, катастрофические процессы такие как взрыв сверхновой и др.

Не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.

Содержание

• 1 История изучения
• 2 Каталоги переменных звёзд
• 3 Система обозначений переменных звёзд
• 4 Классификация переменных звёзд 4.1 Система Гузо
• 4.2 Система классификации, принятая в ОКПЗ-3 4.2.1 Пульсирующие переменные звёзды
• 4.2.2 Эруптивные переменные звёзды 4.2.2.1 Неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные
• 4.2.2.2 Новые и новоподобные звёзды

История изучения

Top-10 созвездий по числу переменных звёзд согласно каталогу ОКПЗ-4[1]

Первая переменная звезда была определена в 1638 году, когда Иоганн Хольварда заметил, что звезда Омикрон Кита, позже названная Мирой, пульсирует с периодом в 11 месяцев. До этого звезда была описана астрономом Давидом Фабрициусом в 1596 году и ошибочно определена как новая. Это открытие, в сочетании с наблюдениями сверхновых в 1572 и 1604 годах, доказало, что звёздное небо не является чем-то вечно неизменным, как тому учили Аристотель и другие философы древности. Открытие переменных звезд, тем самым, внесло свой вклад в революцию астрономических взглядов, произошедшую в шестнадцатом и начале семнадцатого века.

Второй переменной звездой, которая была описана в 1669 году Джеминиано Монтанари[en], стала затменная переменная Алголь. Верное объяснение причин её переменности было дано в 1784 году Джоном Гудрайком. В 1686 году астрономом Готфридом Кирхи была обнаружена звезда Хи Лебедя (χ Cygni), а в 1704 году благодаря Джованни Маральди стала известна R Гидры (R Hydrae). К 1786 году было известно уже 10 переменных звезд. Джон Гудрайк своими наблюдениями добавил в их число Дельту Цефея (δ Cephei) и Шелиак (β Lyr). С 1850 года количество известных переменных звезд резко увеличилось, особенно с 1890 г., когда для их обнаружения стало возможным использование фотографии.

В последнем издании Общего каталога переменных звезд (2008) перечислено более 46000 переменных звезд из нашей галактики, а также 10000 из других галактик и ещё 10000 возможных переменных.

Значение для астрономии[ | ]

Из-за известной и повторяемой связи между периодом и светимостью цефеиды используются в качестве стандартных свеч в астрономии. С их помощью можно находить расстояния в диапазоне от 100 до 20 Мпк, для большей части которого измерения расстояний методом параллаксов дают очень низкую точность. Таким образом, цефеиды важны для определения расстояний до далёких объектов и установления шкалы расстояний в астрономии[23].

В 1916–1918 годах, на основании работ Генриетты Ливитт и Эйнара Герцшпрунга, Харлоу Шепли впервые использовал цефеиды в качестве стандартных свеч. Уточнив соотношение светимости и периода, он оценил расстояния до ближайших шаровых скоплений; затем, последовательно используя другие критерии, он определил расстояния (порядка сотен тысяч световых лет) до более далёких скоплений, выяснил размеры Млечного Пути и определил, что Солнце находится на краю Галактики[2][3]. В 1925–1926 годах Эдвин Хаббл обнаружил несколько цефеид в галактике Андромеды и вычислил расстояние до них, тем самым впервые доказав существование объектов вне нашей Галактики. В дальнейшем по результатам наблюдений движения цефеид была определена форма спиральных рукавов Млечного Пути и скорость вращения объектов в нём. При этом большинство цефеид имеют очень высокие светимости, поэтому легко доступны для наблюдения те, что расположены в соседних галактиках, и благодаря этому цефеиды используют для нахождения расстояний до других галактик, что позволяет определить постоянную Хаббла, и до ещё более ярких объектов — сверхновых. Ускоренное расширение Вселенной также было открыто благодаря цефеидам: оказалось, что фотометрически определённые расстояния до самых дальних галактик не соответствуют скоростям их удаления[2][23].

Данные о цефеидах и их точность очень важны: например, ошибка в определении абсолютной светимости цефеид на 1m приводит к ошибке в определении расстояний в 1,58 раз, и такая же ошибка будет в значении постоянной Хаббла, определяемой по расстоянию до цефеид[3]. Точное определение зависимости период — светимость затрудняется тем, что на эту зависимость влияют, например, металличность звезды и её текущее положение на полосе нестабильности[23][29][30][31], и, в частности, по этой причине оценки постоянной Хаббла варьируются от 60 до 80 км·с−1·Мпк−1[32].

Каталоги переменных звёзд

Примечания[ | ]

1. Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J.
   Characteristics of the Galaxy according to Cepheids (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2009. — Vol. 398. — P. 263—270. — doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x. — Bibcode: 2009MNRAS.398..263M. — arXiv:0903.4206.
2. ↑ 1234567Ефремов Ю. Н.
   Физика космоса. — 1986.
3. ↑ 1234567891011Самусь Н. Н.
   Переменные звёзды. Классические цефеиды. Типы по ОКПЗ: DCEP, DCEPS, CEP(B)
   (неопр.)
   .
   Астрономическое Наследие
   . Дата обращения 15 июля 2020.
4. ↑ 1234567891011Кононович Э.В., Мороз В.И.
   Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 402—403. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
5. ↑ 123Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner.
   Fundamental Astronomy. — Springer, 2007. — С. 249—254, 282. — 510 с. — ISBN 978-3-540-00179-9.
6. Самусь Н. Н.
   Переменные звёзды. Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B)
   (неопр.)
   .
   Астрономическое Наследие
   . Дата обращения 15 июля 2020.
7. И.Стюарт.
   Математика космоса: Как современная наука расшифровывает Вселенную. — 2020. — С. 332. — 542 с. — ISBN 9785961452280.
8. ↑ 12Dale E. Gary.
   Pulsating and Variable Stars
   (неопр.)
   .
   New Jersey’s Science & Technology University
   . Дата обращения 15 июля 2020.
9. ↑ 123456789Scott Gerard.
   The Secret Lives of Cepheids
   (неопр.)
   . Villanova University (2014). Дата обращения 15 июля 2020.
10. ↑ 12Wallerstein, George.
    The Cepheids of Population II and Related Stars (англ.) // The Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.)русск. : journal. — 2002. — Vol. 114, no. 797. — P. 689—699. — doi:10.1086/341698. — Bibcode: 2002PASP..114..689W.
11. ↑ 123456Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R.
    The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II.Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud (англ.) // Acta Astronomica (англ.)русск. : journal. — 2008. — Vol. 58. — P. 293. — Bibcode: 2008AcA….58..293S. — arXiv:0811.3636.
12. ↑ 12345David Darling.
    Cepheid variable
    (неопр.)
    .
    Encyclopedia of Science
    . Дата обращения 15 июля 2020.
13. ↑ 12
    Classical Cepheids
    (неопр.)
    .
    OGLE Atlas of Variable Star Light Curves
    . Дата обращения 15 июля 2020.
14. ↑ 1234Harris, Hugh C.; Welch, Douglas L.
    The Binary Type II Cepheids IX CAS and TX Del (англ.) // Astronomical Journal : journal. — 1989. — September (vol. 98). — P. 981. — doi:10.1086/115190. — Bibcode: 1989AJ…..98..981H.
15. Our Research: Type II Cepheids as distance indicators with VVV time series (неопр.)
    .
    Instituto Milenio de Astrofisika
    . Дата обращения 15 июля 2020.
16. ↑ 123David Darling.
    RV Tauri star
    (неопр.)
    .
    Encyclopedia of Science
    . Дата обращения 15 июля 2020.
17. Самусь Н. Н.
    Переменные звёзды. Цефеиды сферической составляющей. Типы по ОКПЗ: CWA, CWB, BLBOO
    (неопр.)
    .
    Астрономическое Наследие
    . Дата обращения 15 июля 2020.
18. Публикации (неопр.)
    .
    Журнал «Переменные звёзды»
    . Астронет. Дата обращения 15 июля 2020.
19. Beat Cepheid (неопр.)
    .
    Oxford Reference
    . Дата обращения 15 июля 2020.
20. Генриетта Ливитт.
    1777 variables in the Magellanic Clouds // Annals of Harvard College Observatory. — 1908. — Т. 60. — С. 87. — Bibcode: 1908AnHar..60…87L.
21. Fernie, J.D.
    The Period–Luminosity Relation: A Historical Review (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.)русск. : journal. — 1969. — December (vol. 81, no. 483). — P. 707. — doi:10.1086/128847. — Bibcode: 1969PASP…81..707F.
22. Feast, M. W.; Catchpole, R. M.
    The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1997. — Vol. 286, no. 1. — P. L1—L5.
23. ↑ 12345678Расторгуев А. С.
    Цефеиды — звёздные маяки Вселенной
    (неопр.)
    .
    Государственный астрономический институт имени П. К. Штернберга
    . Дата обращения 15 июля 2020.
24. Eddington, A. S.
    The pulsation theory of Cepheid variables (англ.) // The Observatory (англ.)русск.. — 1917. — Vol. 40. — P. 290. — Bibcode: 1917Obs….40..290E.
25. Smith, D. H.
    Eddington’s Valve and Cepheid Pulsations (англ.) // Sky and Telescope : magazine. — 1984. — Vol. 68. — P. 519. — Bibcode: 1984S&T….68..519S.
26. M. Heydari-Malayeri.
    Gamma mechanism
    (неопр.)
    .
    An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics
    . Дата обращения 15 июля 2020.
27. Groenewegen, M. A. T.; Jurkovic, M. I. (2017). “Luminosities and infrared excess in Type II and anomalous Cepheids in the Large and Small Magellanic Clouds”. Astronomy and Astrophysics
    .
    603
    : A70. arXiv:1705.00886. Bibcode:2017A&A…603A..70G. DOI:10.1051/0004-6361/201730687.
28. van Loon, J. Th.
    On the metallicity dependence of the winds from red supergiants and Asymptotic Giant Branch stars // Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss, Explosions, Cosmology ASP Conference Series. — 2006.
29. Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Jr., Robert C.; Ford, Holland C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun M. G.; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B.
    Final Results from the
    Hubble Space Telescope
    Key Project to Measure the Hubble Constant (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2001. — Vol. 553, no. 1. — P. 47—72. — doi:10.1086/320638. — Bibcode: 2001ApJ…553…47F. — arXiv:astro-ph/0012376.
30. Tammann, G. A.; Sandage, A.; Reindl, B.
    The expansion field: the value of H 0 (англ.) // The Astronomy and Astrophysics Review (англ.)русск. : journal. — 2008. — Vol. 15, no. 4. — P. 289—331. — doi:10.1007/s00159-008-0012-y. — Bibcode: 2008A&ARv..15..289T. — arXiv:0806.3018.
31. Turner, David G.
    The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale (англ.) // Astrophysics and Space Science (англ.)русск. : journal. — 2010. — Vol. 326, no. 2. — P. 219—231. — doi:10.1007/s10509-009-0258-5. — Bibcode: 2010Ap&SS.326..219T. — arXiv:0912.4864.
32. Cepheid Variable Stars & Distance Determination (неопр.)
    .
    Australia Telescope National Facility
    . Дата обращения 15 июля 2020.

Система обозначений переменных звёзд

Основная статья: Обозначения переменных звёзд

Современная система обозначений переменных звёзд является развитием системы, предложенной Фридрихом Аргеландером в середине XIX века. Аргеландер в 1850 г. предложил именовать те переменные звезды, которые не получили ещё своего обозначения, буквами от R до Z в порядке обнаружения в каждом созвездии. Например, R Hydrae — первая по времени открытия переменная звезда в созвездии Гидра, S Hydrae — вторая и т. д. Таким образом, было зарезервировано по 9 обозначений переменных на каждое созвездие, то есть 792 звезды. Во времена Аргеландера такой запас казался вполне достаточным. Однако, уже к 1881 году лимит 9 звёзд на созвездие был превзойдён, и Э. Хартвиг предложил дополнить номенклатуру двухбуквенными обозначениями по следующему принципу:

Например RR Lyr. Впрочем, в скором времени и эта система исчерпала в ряде созвездий все возможные варианты. Тогда астрономы ввели дополнительные двубуквенные обозначения:

Из двубуквенных комбинаций исключена буква J дабы не путать её с I в рукописном написании. Лишь только после того, как двубуквенная система обозначений полностью себя исчерпала решено было использовать простую нумерацию звёзд с указанием созвездия, начиная с номера 335, например V335 Sgr. Эта система используется по сей день. Больше всего переменных звёзд обнаружено в созвездии Стрельца. Примечательно, что последнее место в классификации Аргеландера было занято в 1989 году звездой Z Резца.

Классификация переменных звёзд

За всю историю изучения переменных звёзд неоднократно предпринимались попытки создать их адекватную классификацию. Первые классификации, основанные на малом количестве наблюдательного материала в основном группировали звёзды по сходным внешним морфологическим признакам, таким как форма кривой блеска, амплитуда и период изменения блеска и др. Впоследствии, вместе с увеличением числа известных переменных звёзд, увеличилось и количество групп со сходными морфологическими признаками, некоторые большие были разделены на ряд меньших. Вместе с тем, благодаря развитию теоретических методов, стало возможным проводить классификацию не только по внешним, наблюдаемым признакам, но и по физическим процессам, приводящим к тому или иному виду переменности.

Для обозначения типов переменных звёзд используют т. н. прототипы — звёзды, чьи характеристики переменности принимаются за стандартные для данного типа. Например, переменные звезды типа RR Lyr

.

Система Гузо

Следующее деление переменных звёзд на классы предложено Гузо (фр. Jean-Charles Houzeau de Lehaie) в XIX в.:

1. Звёзды, блеск которых непрерывно увеличивается или уменьшается.
2. Звёзды с периодическим изменением блеска.
3. * Звёзды типа Миры Кита
   — звёзды с большими периодами и значительными изменениями яркости.
4. * Звёзды с довольно быстрым и правильным изменением блеска. Характерные представители β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
5. * Звёзды типа Алголя (β Persei). Звёзды с очень коротким периодом (два-три дня) и чрезвычайной правильностью изменения яркости, которое занимает только незначительную часть периода. Остальное время звезда сохраняет свой наибольший блеск. Другие звёзды типа Алголя: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei и т. д.
6. Звёзды с неправильными изменениями блеска. Представитель — η Argus
7. Новые звёзды.

Система классификации, принятая в ОКПЗ-3

В ОКПЗ-3 все переменные звёзды разделены на три больших класса: пульсирующие переменные, эруптивные переменные и затменные переменные. Классы подразделяются на типы, некоторые типы — на подтипы.

Пульсирующие переменные звёзды

К пульсирующим переменным относят те звёзды, переменность которых вызвана процессами, происходящими в их недрах. Эти процессы приводят к периодическому изменению блеска звезды, а вместе с ним и других характеристик звезды — температуры поверхности, радиуса фотосферы и пр. Класс пульсирующих переменных делится на следующие типы:

1. Долгопериодические цефеиды
   (Cep) — звёзды высокой светимости с периодами от 1 до ~70 суток. Разделяются на два подтипа:
   Классические цефеиды
   (Cδ) — цефеиды плоской составляющей Галактики
2. Звёзды типа W Девы
   (CW) — цефеиды сферической составляющей Галактики
3. Медленные неправильные переменные
   (L)
4. Звёзды типа Миры Кита
   (M)
5. Полуправильные переменные (SR)
6. Переменные типа RR Лиры
   (RR)
7. Переменные типа RV Тельца
   (RV)
8. Переменные типа β Цефея или типа β Большого Пса
   (βC)
9. Переменные типа δ Щита
   (δ Sct)
10. Переменные типа ZZ Кита
    — пульсирующие белые карлики
11. Магнитные переменные типа α² Гончих Псов (αCV)

Эруптивные переменные звёзды

К данному классу относятся звёзды, меняющие свой блеск нерегулярно или единожды за время наблюдений. Все изменения блеска эруптивных звёзд связывают с взрывными процессами, происходящими на звёздах, в их окрестности или со взрывами самих звёзд. Этот класс переменных звёзд делят на два подкласса: неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные, а также подкласс новых и новоподобных звёзд.

Неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные

1. Переменные типа UV Кита
   (UV) — звёзды спектрального класса d Me, испытывающие кратковременные вспышки значительной амплитуды.
   Звёзды типа UVn
   — подтип звёзд UV, связанный с диффузными туманностями
2. Переменные типа BY Дракона
   (BY) — эмиссионные звёзды поздних спектральных классов, показывающие периодические изменения блеска с переменной амплитудой и меняющейся формой кривой блеска.
3. Неправильные переменные
   (I). Характеризуются индексами a, b, n, T, s. Индекс a указывает на то, что звезда относится к спектральному классу O—A, индекс b обозначает спектральный класс F—M, n символизирует связь с диффузными туманностями, s — быструю переменность, T описывает эмиссионный спектр характерный для звезды T Тельца. Так обозначение Isa присваивается быстрой неправильной переменной раннего спектрального класса.

Новые и новоподобные звёзды

1. Новые звёзды
   (N)
   Быстрые новые
   (Na)
2. Медленные новые
   (Nb)
3. Очень медленные новые
   (Nc)
4. Повторные новые
   (Nr)
5. Новоподобные звёзды
   (Nl)
6. Симбиотические переменные типа Z Андромеды
   (ZAnd)
7. Переменные типа R Северной короны
   (RCB)
8. Переменные типа U Близнецов
   (UG)
9. Переменные типа Z Жирафа
   (ZCam)
10. Сверхновые звезды
    (SN)
11. Переменные типа S Золотой Рыбы
    (SD)
12. Переменные типа γ Кассиопеи
    (γC)

Затменно-переменные звёзды

К затменно-переменным звёздам относят системы из двух звёзд, суммарный блеск которых периодически изменяется с течением времени. Причиной изменения блеска могут быть затмения звёзд друг другом, или изменение их формы взаимной гравитацией в тесных системах, то есть переменность связана с изменением геометрических факторов, а не с физической переменностью.

1. Затменные переменные типа Алголя
   (EA) — кривые блеска позволяют фиксировать начало и конец затмений; в промежутках между затмениями блеск остаётся практически постоянным.

1. Затменные переменные типа β Лиры
   (EB) — Двойные звёзды с эллипсоидальными компонентами, непрерывно меняющими блеск, в том числе и в промежутке между затмениями. Обязательно наблюдается вторичный минимум. Периоды, как правило больше 1 дня.
2. Затменные переменные типа W Большой Медведицы
   (EW) — контактные системы звёзд спектральных классов F и более поздних. Имеют периоды менее 1 дня и амплитуды обычно меньшие 0,8m.
3. Эллипсоидальные переменные
   (Ell) — двойные системы, не показывающие затмений. Их блеск меняется из-за изменения обращённой к наблюдателю площади излучающей поверхности звезды.

Система классификации, принятая в ОКПЗ-4

За время, прошедшее между выходом третьей и четвёртой редакцией ОКПЗ, увеличилось не только количество наблюдательного материала, но и его качество. Это позволило ввести более подробную классификацию, внедряя в неё представление о физических процессах, вызывающих переменность звёзд. Новая классификация содержит 8 различных классов переменных звёзд.

1. Эруптивные переменные звёзды
   — это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.
2. Пульсирующие переменные звёзды
   — это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и нерадиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как нерадиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
3. Вращающиеся переменные звёзды
   — это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, оси которых не совпадают с осью вращения звезды.
4. Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды
   . Переменность этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
5. Затменно-двойные системы
   — это звездные системы, в которых наблюдается периодическое изменение блеска вследствие затмений одной звезды другой.
6. Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
   — это двойные системы, являющиеся источником жесткого переменного рентгеновского излучения и не принадлежащие к другим типам переменных звезд.
7. Переменные с другими символами
8. Новые типы переменных
   — типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже
   изданные
   классы.

Класс 1 и 5 пересекаются — звёзды с типами переменности RS

и
WR
принадлежат обоим этим классам.

Подробный перечень типов переменных звёзд в ОКПЗ

Число переменных звёзд по типам согласно каталогу ОКПЗ-4[2]

Физика явления[ | ]

Механизм пульсаций[ | ]

Основная статья: Каппа-механизм

Обычно звёзды находятся в термодинамическом равновесии, то есть, внутреннее давление газа в звезде и её собственный вес уравновешены. Если оно нарушается, в частности, звезда расширяется или сжимается, она стремится вернуться в состояние равновесия и в ней начинаются колебания. Период таких колебаний P {\displaystyle P} связан со средней плотностью звезды ρ {\displaystyle \rho } следующим образом[4]:

P = 1 G ρ , {\displaystyle P={\frac {1}{\sqrt {G\rho }}},}

где G {\displaystyle G} — гравитационная постоянная. Например, для Солнца, имеющего среднюю плотность 1,4 г/см3, период будет составлять немногим меньше часа[4]. Возможность таких пульсаций предсказал в 1879 году немецкий физик Август Риттер, а в 1894 году Аристарх Белопольский обнаружил изменения лучевой скорости цефеид. Изначально предполагалось, что эти изменения вызваны наличием невидимых массивных спутников, но потом выяснилось, что они объясняются радиальными пульсациями[9].

Если обычная звезда по каким-то причинам потеряет равновесие, то она начнёт колебаться, но эти колебания быстро затухнут. Наблюдения пульсирующих переменных, в частности, цефеид, показывают, что их колебания не затухают, а значит, они должны иметь какой-то источник энергии. В 1917 году Артур Эддингтон выдвинул гипотезу, которая объясняла, откуда берётся энергия — источник энергии в ней носит название «каппа-механизм» или «клапан Эддингтона» и схож с тепловым двигателем[24]. Это предположение подтвердилось в 1953 году, когда Сергей Жевакин обнаружил в спектрах цефеид линии ионизованного гелия — именно он играл роль клапана в гипотезе Эддингтона[4][25].

Сам механизм заключается в следующем: в цефеидах имеется слой ионизованного гелия толщиной в 1–2 % радиуса звезды. He III (дважды ионизованный гелий) менее прозрачен, чем He II (однократно ионизованный гелий), и чем больше температура, тем бо́льшая часть гелия становится дважды ионизованной. Из-за этого слой гелия становится менее прозрачным, он начинает задерживать энергию и при этом нагреваться, из-за чего звезда расширяется. При расширении температура слоя гелия снова падает, происходит частичная рекомбинация He III и превращение его в He II, и он становится более прозрачным, пропуская лучистую энергию во внешние слои. Из-за этого давление во внутренних слоях звезды падает, под действием силы тяжести звезда опять сжимается, и процесс повторяется[4]. У звёзд с разными массами различаются распределения температур в недрах, и чем массивнее звезда, тем ближе к поверхности достигается необходимая температура, составляющая 35000–55000 [9].

Колебания могут продолжаться только в том случае, если их частота совпадает с собственной частотой колебаний звезды. При увеличении массы уменьшается плотность звезды и увеличивается период колебаний и светимость, чем и вызвана зависимость период — светимость[23].

Каппа-механизм пульсации могут поддерживать не только цефеиды, но параметры звёзд, которые могут пульсировать, ограничены. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела они образуют полосу нестабильности[4][23].

Каппа-механизм является основной причиной пульсаций, но есть ещё две второстепенных. Суть первой из них состоит в том, что слой ионизованного гелия имеет более низкую температуру, чем соседние слои, из-за чего часть энергии переходит к нему, усиливая каппа-механизм — это явление носит название гамма-механизма. Второй носит название r-механизма или радиус-механизма и заключается в том, что при сжатии звезды уменьшается её площадь, с которой излучается энергия. Плотность энергии внутри звезды возрастает, что приводит к расширению оболочек[9][26].

Цефеиды как стадия эволюции[ | ]

Эволюционный трек звезды массой 5 M
⊙, пересекающий полосу нестабильности.

В ходе эволюции звёзды меняют свои параметры, равно как и положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Когда в недрах звёзд в результате синтеза заканчивается водород, они начинают увеличиваться в размерах и охлаждаться, сходя с главной последовательности и переходя на стадию субгигантов. В это время массивные звёзды могут перейти полосу нестабильности и на время стать цефеидами — на этой стадии такой переход занимает 102–104 лет, что очень мало по астрономическим меркам. После этого звезда переходит на ветвь красных гигантов, и, если её масса достаточно велика, то гелий в ней вступает в термоядерную реакцию постепенно, из-за чего звезда переходит на так называемую голубую петлю. В зависимости от массы, звезда на голубой петле может пересечь полосу нестабильности до двух раз и находиться на ней значительно дольше, чем при первом прохождении. В некоторых случаях звезда может дважды пройти голубую петлю, и, соответственно, переходов полосы нестабильности на этой стадии будет четыре[5][9][23].

Цефеиды II типа — маломассивные звёзды, которые эволюционируют иным образом. Среди них выделяется три подкласса, которые соответствуют различным стадиям эволюции звёзд. После того, как в ядре маломассивной звезды загорается гелий, она переходит на горизонтальную ветвь — светимости звёзд на ней практически одинаковы, а температуры зависят от массы и металличности. Горизонтальная ветвь пересекается с полосой нестабильности, и звёзды на пересечении этих двух областей пульсируют — они известны как переменные типа RR Лиры[5]. Однако если звезда попадёт на высокотемпературную часть горизонтальной ветви, то пульсировать она в это время не будет. Когда в её ядре закончится гелий, она начнёт расширяться и охлаждаться, попадёт на асимптотическую ветвь гигантов, в некоторый момент окажется на полосе нестабильности и начнёт пульсировать — в таком случае звёзда станет переменной типа BL Геркулеса[11][14].

Если же звезда попадает на низкотемпературную часть горизонтальной ветви, то асимптотическая ветвь гигантов не пересекается с полосой нестабильности. Однако у звёзд в конце асимптотической ветви гигантов может происходить смена слоевого водородного источника на гелиевый и обратно, из-за чего температура звезды может ненадолго повышаться, а сама звезда — проходить голубую петлю. Если звезда при этом переходит полосу нестабильности и начинает пульсировать, то она становится переменной типа W Девы[11][14][27][28].

После окончания асимптотической ветви гигантов маломассивные звёзды сбрасывают оболочку и становятся белыми карликами, но перед этим температура их поверхности увеличивается, что также приводит к проходу звездой полосы нестабильности. Звёзды, проходящие полосу на этой стадии, становятся переменными типа RV Тельца[11][14][16].

Период звезды связан не только со светимостью, но и с положением её на полосе нестабильности: при равных светимостях более холодная звезда будет иметь больший период пульсаций, чем более горячая. Из-за того, что переход полосы нестабильности во время стадии субгигантов по астрономическим меркам идёт очень быстро, многолетние систематические наблюдения позволяют зарегистрировать изменения периодов цефеид. Увеличение периода означает, что температура фотосферы уменьшается и звезда на диаграмме движется вправо, а уменьшение периода — увеличение температуры фотосферы и движение влево[23].

Распределение цефеид по периодам[ | ]

В Млечном Пути наиболее распространены классические цефеиды с периодом пульсаций около 5 суток. При этом в Большом и Малом Магеллановых Облаках пиковые периоды составляют, соответственно, 3,2 и 1,6 суток. Такое различие связано с тем, что металличности этих спутников меньше, чем у Млечного Пути, соответственно, в 2,2 и в 4,8 раз[9].

От массы звезды и от содержания тяжёлых элементов зависит максимальная температура, которая будет достигнута на голубой петле — чем больше масса и чем меньше металличность, тем больше будет максимальная температура, а от неё зависит, попадёт ли звезда на голубой петле на полосу нестабильности. Чем меньше металличность галактики, тем меньше минимальная масса звёзд, которые смогут стать цефеидами. Так как период цефеиды зависит от её массы, то минимальный период также зависит от металличности. В то же время, больше всего распространены маломассивные звёзды, поэтому цефеиды с минимальным периодом будут наиболее многочисленны[9].

Примечания

1. (англ.)THE COMBINED TABLE OF GENERAL CATALOGUE OF VARIABLE STARS VOLUMES I—III, 4TH ED. (GCVS4) (KHOLOPOV+ 1988) AND NAMELISTS OF VARIABLE STARS NOS.67-80p.1 (KHOLOPOV+, 1985—2011) WITH IMPROVED COORDINATES — сгруппировано по полю «Constellation numeric code» и подсчитано, 156 звёзд без указанных координат не включены, поскольку они считаются повторениями
2. (англ.)THE COMBINED TABLE OF GENERAL CATALOGUE OF VARIABLE STARS VOLUMES I—III, 4TH ED. (GCVS4) (KHOLOPOV+ 1988) AND NAMELISTS OF VARIABLE STARS NOS.67-80p.1 (KHOLOPOV+, 1985—2011) WITH IMPROVED COORDINATES — сгруппировано по полю «Variable star designation» и подсчитано, 156 звёзд без указанных координат не включены, поскольку они считаются повторениями