Главная >> Астрономия. 11 класс. Воронцов-Вельяминов

§ 24. Переменные и нестационарные звёзды

Пульсирующие переменные

Наряду с исследованиями двойных звёзд важную роль в развитии представлении о физической природе звезд сыграли исследования переменных звёзд. В отличие от затменных переменных, речь идет о физических переменных звездах, у которых светимость меняется в результате различных процессов, происходящих на самой звезде. В настоящее время известно несколько десятков тысяч переменных звёзд различных типов. Светимость некоторых меняется строго периодически, у других периодичность часто нарушается или не соблюдается так строго, а есть и такие, у которых светимость меняется неправильным образом, и пока не удалось наити определенных закономерностей в этих изменениях.

Пульсирующие переменные

К числу переменных звезд со строгой периодичностью принадлежат прежде всего цефеиды. Они получили это название потому, что первой среди звёзд этого типа была открыта δ Цефея. Эта классическая цефеида меняет свою светимость с периодом 5,37 суток, а амплитуда изменения светимости примерно одна звёздная величина (рис. 5.23). Как правило, у цефеид эта амплитуда не превышает 1,5 звёздной величины, зато периоды изменения светимости весьма различны: от десятков минут до нескольких десятков суток, причём этот период у них долгие годы сохраняется постоянным.

Изучение спектров цефеид показало, что изменение светимости сопровождается изменениями температуры и лучевой скорости (рис. 5.24). Эти данные показывают, что причиной всему является пульсация наружных слоёв звезды. Они периодически то расширяются, то сжимаются. При сжатии звезда нагревается и становится ярче, при расширении её светимость уменьшается. По сути дела, цефеида — это природная автоколебательная система, «сферический маятник», который имеет собственную частоту (период)колебаний.

Ещё в начале XX в. было замечено: чем ярче цефеида, тем продолжительнее период изменения её светимости. Зависимость «период — светимость», существующая у цефеид (рис. 5.25), используется для определения расстояний в астрономии. Получив из наблюдений период изменения светимости цефеиды, можно узнать её светимость, вычислить абсолютную звездную величину М, а сравнив ее с видимои звездной величиной m, вычислить расстояние до звезды по формуле:

lg D = 0,2(m - M) + l.

Звёзды, пульсация которых происходит с периодом, большим, чем у цефеид, называются долгопериодическими.

Период изменения светимости у них не выдерживается так строго, как у цефеид, и составляет в среднем от нескольких месяцев до полутора лет, а светимость меняется очень значительно — на несколько звёздных величин. Эти звёзды типа Миры (о Кита) являются красными гигантами с весьма протяженной и холодной атмосферой.

У некоторых звезд, светимость которых долгое время оставалась практически постоянной, она вдруг неожиданно падает, а через некоторое время опять восстанавливается на прежнем уровне (рис. 5.26). Поскольку в атмосферах таких звёзд наблюдается повышенное содержание углерода, принято считать, что причиной уменьшения светимости является образование гигантских облаков сажи, поглощающих свет.