П.И.Бакулин, Э.В.Кононович, В.И. Мороз - Курс общей астрономии

Лагранжа L1 (§ 56). Эта поверхность ограничивает область, называемую внутренней, полостью Роша, состоящую из двух замкнутых объемов, в каждом из которых располагаются эллипсоиды эквипотенциальных поверхностей, определяющих форму деформированных приливным взаимодействием звезд. Две другие критические поверхности проходят соответственно через вторую и третью (внешние) точки Лагранжа, причем последняя поверхность ограничивает еще две полости, содержащие точки Лагранжа L4 и L5 . Если внешние слон звезд выходят за пределы внутренней полости Роша, то, растекаясь вдоль эквипотенциальных поверхностей, газ может, во-первых, перетекать от одной звезды к другой, а, во-вторых, образовать оболочку, охватывающую обе звезды. Классическим примером такой системы является звезда b Лиры, спектральные наблюдения которой позволяют обнаружить как общую оболочку тесной двойной, так и газовый поток от спутника к главной звезде. Среди взаимодействующих тесных двойных систем имеется множество замечательных объектов; некоторые из них будут рассмотрены в § 160.

Физическими переменными называются звезды, которые меняют свою светимость за относительно короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. В зависимости от характера переменности различаются пульсирующие переменные и эруптивные переменные, а также новые и сверхновые звезды, являющиеся частным случаем эруптивных переменных. Все переменные звезды, в том числе и затменные переменные, имеют специальные обозначения, если только они не были ранее обозначены буквой греческого алфавита. Первые 334 переменные звезды каждого созвездия обозначаются последовательностью букв латинского алфавита R, S, Т, …, Z, RR, RS, … …, RZ, SS, ST, …, SZ, …, ZZ, AA, …. AZ, …, QQ, …, QZ с добавлением названия соответствующего созвездия (например. RR Lyr). Следующие переменные обозначаются V 335, V 336 и т.д. (например, V 335 Cyg).

§ 158. Пульсирующие переменные

Цефеиды. Цефеидами называются физические переменные звезды, характеризующиеся особой формой кривой блеска, типичный пример которой приведен на рис. 208. Видимая звездная величина плавно и периодически меняется со временем и соответствует изменению светимости звезды в несколько раз (обычно от 2 до 6). Этот класс звезд назван по имени одной из типичных его представительниц – звезды d Цефея.

Цефеиды относятся к гигантам и сверхгигантам классов F и G. Это обстоятельство позволяет наблюдать их с огромных расстояний, в том числе и далеко за пределами нашей звездной системы – Галактики. Период – одна из важнейших характеристик цефеид. Для каждой данной звезды он постоянен с большой степенью точности, но у разных цефеид периоды весьма различны (от суток до нескольких десятков суток). Одновременно с видимой звездной величиной у цефеид меняется спектр, в среднем в пределах одного спектрального класса Это означает, что изменение светимости цефеид сопровождается изменением температуры их атмосфер в среднем на 1500°. В спектрах цефеид по смещению спектральных линий обнаружено периодическое изменение лучевых скоростей. Наибольшее смещение линий в красную сторону происходит в минимуме, а в синюю – в максимуме блеска. Таким образом, периодически меняется и радиус звезды. Звезды типа d Цефея относятся к молодым объектам, расположенным преимущественно вблизи основной плоскости пашей звездной системы – Галактики. Цефеиды, встречающиеся в шаровых звездных скоплениях, старше и отличаются несколько меньшей светимостью. Это менее массивные, а потому медленнее эволюционирующие звезды, достигшие стадии цефеид. Их называют звездами типа W Девы. Описанные наблюдаемые особенности цефеид свидетельствуют о том, что атмосферы этих звезд испытывают регулярные пульсации. Следовательно, в них имеются условия для поддержания в течение долгого времени на постоянном уровне особого колебательного процесса.

Как мы видели в § 153, равновесие звезды определяется балансом сил гравитации и внутреннего давления газа. Если равновесие нарушится и по какой-либо причине звезда слегка сожмется или, наоборот, расширится, то, стремясь вернуться в равновесное состояние, ее вещество может прийти в колебательное движение, подобно тому как маятник колеблется в поле тяжести Земли. Период колебания маятника выражается через его длину l, а ускорение силы тяжести g известной формулой

Эта формула весьма универсальна и может быть использована для определения периода малых колебаний многих механических систем и даже звезд в целом, если под длиной l понимать ее радиус R . Ускорение g на поверхности звезды, очевидно, составляет . Подставляя эти величины вместо l и g в формулу маятника, получим или, если учесть, что – средней плотности звезды, то произведение т.е. равно