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

константе. Если Р выражать в сутках, – в единицах средней плотности Солнца (§ 116), то получим простое соотношение Таким образом, период механических колебаний звезды типа Солнца оказывается около трех часов. У Солнца действительно наблюдаются очень слабые пульсации с периодами меньше 2-3 часов. Однако для того, чтобы подобные пульсации могли достигнуть столь значительных амплитуд, как это наблюдается у цефеид, должен существовать определенный механизм, обеспечивающий энергией эти колебания. В настоящее время полагают, что эта энергия возникает за счет излучения звезды, а раскачка колебаний происходит благодаря своеобразному клапанному механизму, когда непрозрачность наружных слоев звезды задерживает часть излучения внутренних слоев. Расчеты показывают, что фактически роль такого клапана играет тот слой звезды, в котором частично ионизован гелий (при этом водород и остальные элементы практически полностью ионизованы). Нейтральный гелий непрозрачен к ультрафиолетовому излучению звезды, которое задерживается и нагревает газ. Этот нагрев и вызванное им расширение способствует ионизации гелия. слой становится прозрачным, поток выходящего излучения увеличивается. Но это приводит к охлаждению и сжатию, из-за чего гелий снова становится нейтральным и весь процесс повторяется снова.

Для осуществления этого механизма необходимо, чтобы на определенной глубине под поверхностью звезды, где плотность уже достаточно велика, достигалась температура, как раз необходимая для ионизации гелия. Это возможно только у звезд с определенными значениями эффективных температур, т.е. светимостей. В итоге пульсации возможны только у звезд, занимающих определенную зону на диаграмме Герцшпрунга – Рессела, как это видно на рис. 210. Если предположить, что для цефеид имеет место некоторая зависимость между массой

и светимостью, аналогичная рассмотренной в § 151, то в силу соотношения следует ожидать существования и зависимости между периодом и светимостью. Наличие такой зависимости было установлено задолго до того, как удалось выяснить природу пульсаций цефеид. При изучении цефеид в одной из ближайших к нам звездных систем (в Малом Магеллановом Облаке) было замечено, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды (т.е. чем ярче она кажется), тем больше период изменения ее блеска. Зависимость эта оказалась линейной. Из того, что все изученные звезды принадлежали одной и той же системе, следовало, что расстояния до них практически одинаковы. Поэтому обнаруженная зависимость одновременно оказалась зависимостью между периодом Р и абсолютной звездной величиной М (или светимостью L) для цефеид (рис. 209). Основной трудностью определения нуль-пункта этой зависимости является то, что расстояния ни до одной из известных цефеид не удается определить тригонометрическим путем и приходится пользоваться значительно менее надежными косвенными методами. Поэтому хотя вид кривой, изображенной на рис. 209, можно установить надежно по изучению одинаково удаленных звезд скоплений, ее сдвиг по вертикальной оси (нуль-пункт) известен хуже и требует уточнения.

В настоящее время можно считать, что положение кривых на рис. 209 известно с точностью по крайней мере до нескольких десятых звездной величины. Существование зависимости между периодом и абсолютной звездной величиной у цефеид играет исключительно важную роль в астрономии: по ней определяют расстояния до весьма удаленных объектов, когда не могут быть применены иные методы. Действительно, предположим, что в некотором скоплении звезд обнаружена цефеида с периодом 3 суток и видимой звездной величиной + 13m. По верхней кривой на рис. 209 находим ее абсолютную звездную величину М = –2m Поэтому модуль расстояния т

– М = 15m и согласно формуле (11.6) расстояние составляет 10 000 пс. Звезды типа RR Лиры. Кроме цефеид, сущеcтвует еще несколько типов пульсирующих переменных звезд, положение которых на диаграмме Герцшпрунга – Рессела показано на рис. 210. Наиболее известны среди них звезды типа RR Лиры, прежде называвшиеся короткопериодическими цефеидами из-за сходства их характеристик с обычными цефеидами (рис. 211). Звезды типа RR Лиры – гиганты спектрального класса А. Они занимают очень узкий участок на диаграмме Герцшпрунга – Рессела, соответствующий почти одинаковой для всех звезд этого типа светимости, более чем в сто раз превышающей светимость Солнца. Периоды звезд типа RR Лиры заключены в пределах от 0,2 до 1,2 суток. Амплитуда изменения блеска достигает одной звездной величины.