Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
ГЛАВА 2
ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ
Ы. КЛАССИЧЕСКИЕ ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ
2.1.1. История, терминология
Во введении уже упоминалось, что две первые звезды того типа, с которым мы сейчас познакомимся, были открыты в 1784 г- Пиготтом (TfAqI) и Гудрайком (5 Сер) - В то время невозможно было даже предположить, какую огромную роль в астрономии будут итрать переменные данного типа. Довольно быстро было установлено, что их блеск меняется весьма регулярным образом, но только спустя бопее ста лет открыли, что синхронно с блеском изменяется и лучевая скорость (Белопольский) и эффективная температура (К. Шварцшильд). Хотя еще в 1879 г. Риттер теоретически рассмотрел радиальные пульсации однородной звезды, до появления уже упоминавшихся в вводной главе основополагающих работ Шепли (1914) н Эддингтона (1918) продержалась довольно искусственная гипотеза двойственности переменных этого типа. Напомним, что знаменитая зависимость период - светимость для звезд типа O Цефея уже была открыта Ливитт в 1912 г. Эту зависимость, благодаря которой такие звезды стали удобным и надежным средством определения расстояний до ближайших внегалактических объектов, начали применять раньше, чем появилась основательная теория для ее объяснения.
Заметим, что уже тогда была сделана попытка, правда, безуспешная, объяснить изменения блеска колебаниями формы звезды, т.е. механизмом, который возродился в современной теории нерадиальных пульсаций (раздел 2.3).
К сожалению, не достигнуто единообразия в том, как называть эти звезды. В английской речи*) часто как общее название для всех типов звезд, рассмотренных в данной главе (раздел 2.1), используют слово "цефеида" с добавлением поясняющих терминов, например цефеиды населения I. Их же называют и "звездами типа 5 Цефея" или более полно "классическими звездами типа 5 Цефея". Наблюдатели склонны всегда использовать для классификации название прототипа. В нашей книге мы избегаем термина 'ЧіефеиШ})". так как он применяется также для метеорных потоков.
*) И в русской. (Прим я. ред.)
36
2.1.2. Звезда типа 6 Цефея и W Девы
Определение, статистика и кривые блеска. Звезды обеих групп (рис. 4 и S) характеризуются периодическим изменением блеска с периодами от одних до 70 суток, причем периоды меньше двух и больше 50 суток очень редки. Иногда их называют "долгопериодическими звездами типа В Цефея" в отличие от "короткопериодических" звезд типа RR Лиры (раздел 2.1.3). Амплитуды умеренные, в большинстве случаев между 1 и У". Малые значения, вплоть до 0,lm, встречаются, ко очень редко. Среди физических переменных звезд эти четко выделенные типы характеризуются наибольшей стабильностью длины периода к формы кривой блеска. Кроме этого, зависимость период - светимость позволяет, зная период, определять абсолютные звездые величины. Заметим, что определение периода не представляет, в общем, никаких трудностей при наличии достаточного числа должным образом распределенных по времени фотопластинок или иных фотометрических измерений.
Благоприятным обстоятельством является богатство звездами типа 5 Цефея обоих Магеллановых Облаков. Поскольку это далекие и не очень крупные системы, различные звезды в них можно считать отстоящими от нас на одинаковое расстояние, поэтому для определения абсолютных величии звезд их видимый блеск нужно исправить лишь на модуль расстояния системы, выраженный в звездных величинах (т - М). Зависимость период - блеск была обнаружена мисс Ливитт (1912) по 25 звездам Малого Магелланова Облака. По расстояниям некоторых ярких галактических звезд типа 5 Цефея (5Сер, TjAqI и некоторых других - в классической работе Шепли использовалось только 11 звезд) были определены их абсолютные величины и прокалибрована зависимость период - светимость, которую, в принципе, теперь можно было применять для надежного определения расстояний галактических и внегалактических объектов. Правда, калибровка содержала неточности и ошибки. Так, например, в 1952 г. внегалактические расстояния пришлось удвоить, поскольку до тех пор светимости галактических звезд типа 6 Цефея занижались. Отметим, что Шепли при увязывании лучевых скоростей и собственных движений исходил из среднего значения параллакса для 11 звезд, равного 0,0034", малое значение этой величины указывает на неуверенность ее определения. Позднее в многочисленных работах зависимость период - светимость была
Рис. 4. Кривая блеска 6 Сер Рис. 5. Кривая блеска W Vir
37
Рис. 6. Зависимость период - светимость для звезд типа 6 Цефея (вверху) и звезд типа W Девы из шаровых скоплений (внизу): точки - переменные из рассеянных скоплений, крестики - переменные кз Большого Магелланова Облака. Шгриювая линия представляет зависимость период - светимость для Малого Магелланова Облака, а сплошная линия проведена по средним значениям нижних точек. Для сравнения схематично нанесены на график звезды типа RR Лиры из шарового скопления и> Центавра. Зависимость построена по данным Диккенса И Керея (1967) и дополнена значениями из столбца CT табл. 7 (там же приведено определение M4)
