Переменные звезды

Для наблюдателей на Земле изменения яркости в системах алголей вызваны периодическими затмениями звезд. Из точек пространства, откуда плоскость орбиты данной пары видна под большим углом, никаких затмений и изменений яркости не будет. Но существует множество физических переменных звезд, у которых яркость меняется физически, реально меняется светимость. Светимость одних меняется строго периодически, других — неправильным образом или с периодичностью, часто нарушаемой. Для всех физических переменных звезд типично, что вместе с изменением яркости происходят те или иные изменения в спектре, т. е. в состоянии их атмосферы.

Из периодических переменных звезд замечательны цефеиды. Цефеиды характеризуются амплитудами изменения яркости не более 1,5 звездной величины при периодах от десятков минут до нескольких десятков суток. Этот период у них долгие годы постоянен с точностью до долей секунды.

Цефеиды — белые или желтоватые звезды. Их яркость плавно поднимается до максимума и затем более медленно спадает, тоже плавно или с одной волной на спуске кривой изменения яркости.

Название цефеиды получили по своей типичной представительнице — звезде δ Цефея. Период ее переменности 5,37 сут и амплитуда изменения яркости от 4,6 до 3,7 звездной величины.

На рисунке 83 представлены изменения яркости и сопутствующие им изменения температуры и лучевой скорости цефеид.

цефеиды

С изменением температуры несколько меняется и спектральный класс цефеиды. Причина этого состоит в том, что цефеиды — пульсирующие звезды. Период их пульсации обратно пропорционален корню квадратному из их плотности. Они периодически расширяются и сжимаются. Расширения фотосферы, дающей свет, и хромосферы, вызывающей соответствующий сдвиг линий в спектре, происходят неодновременно. Сжатие наружных слоев вызывает их нагрев, а наивысшая температура соответствует наибольшей скорости приближения обращенной к нам части хромосферы. Колебания лучевой скорости в спектрах цефеид впервые изучил А. А. Белопольский.

Цефеиды делятся на две группы: короткопериодические цефеиды, иначе звезды типа RR Лиры, с периодами меньше 1 сут и классические с периодами больше 2 сут. Первые из них горячее и имеют одинаковую абсолютную величину М = 0,5.

Классические цефеиды желтее, холоднее и обладают следующей замечательной особенностью: классические цефеиды — сверхгиганты, и их светимость плавно возрастает с увеличением периода. Наиболее медленно меняющиеся цефеиды — самые яркие. При периоде около 50 сут их светимость в 10 000 раз больше, чем у Солнца. Установив светимость цефеиды по периоду изменения ее яркости, который легко определяется прямыми наблюдениями даже у предельно слабых цефеид, можно из сравнения ее абсолютной звездной величины М с видимой звездной величиной т определить расстояние до нее по формуле lg D = 0,2 (m - М) + 1, что следует из формулы (4). Поэтому зависимость светимости от периода цефеид необычайно важна для установления расстояний и размеров нашей звездной системы.

Яркие цефеиды-гиганты видны нам, как маяки Вселенной, издалека. По ним мы намечаем контуры нашей звездной системы, т. е. как далеко она простирается по разным направлениям.

Периодической или неправильной пульсацией объясняют колебания яркости и других переменных звезд.