Пульсирующие переменные звезды

Первая пульсирующая звезда была открыта немецким астрономом Давидом Фабрициусом в 1596 г. в созвездии Кита и названа Мирой. Период изменения блеска этой звезды составляет 331,6 суток.

Долгопериодические переменные звезды (с периодами от нескольких недель до года и более; звезды типа Миры Кита) называются миридами. Практически все звезды этого типа - старые красные гиганты огромных размеров и большой светимости. Амплитуды изменения блеска таких звезд могут достигать десяти звездных величин.

При эволюционном превращении звезды в звезду-гиганта происходит увеличение ее объема и уменьшение средней плотности вещества. В это время внутреннее строение звезды изменяется коренным образом, что может сопровождаться нарушением равновесия между силами гравитационного притяжения и лучевого давления. Это приводит к периодическим колебаниям объема звезды: ее оболочка то расширяется, то сжимается (возвращается к своему прежнему объему). Такие периодические колебания переменных звезд называются пульсационными.

Обширный класс очень ярких переменных звезд-гигантов и сверхгигантов классов F и G называется цефеидами. Это пульсирующие переменные звезды, блеск которых плавно и периодически меняется (от 0,5 до 2 звездных величин). Период изменения блеска составляет от нескольких до 70 суток. Название происходит от звезды δ Цефея - одной из наиболее типичных для данного класса переменных звезд.

Одновременно с видимой звездной величиной у цефеид меняется их спектр. По смещению его интенсивности обнаружено, что у цефеид периодически (с периодом изменения блеска) изменяется температура в среднем на 1500 градусов.

Теоретические расчеты и практические наблюдения показывают, что только звезды-гиганты и сверхгиганты проходят через стадию цефеид. Период пульсаций звезды зависит от средней плотности ее вещества и подчиняется следующей закономерности: \[P = \frac{const}{\sqrt{ρ}} = \frac{0,12}{\sqrt{ρ}},\] где \(P\) - период пульсаций в сутках, \(ρ\) - средняя плотность (в единицах средней плотности Солнца). Средняя плотность вещества цефеид составляет около 10-2 кг/м3.

Цефеиды с большей массой имеют большую светимость, больший радиус, но меньшую плотность и, соответственно, больший период пульсации, т. е. цефеиды обладают важной зависимостью «период-светимость». Эта зависимость описывается выражением: \(M = -1,25 - 3,00\lg P\), где \(P\) - период изменения блеска в сутках, а \(M\) - средняя абсолютная звездная величина. Таким образом, по известному из наблюдений периоду можно определить абсолютную звездную величину или светимость звезды. Сравнивая ее с наблюдаемой видимой звездной величиной, можно определить расстояние до цефеиды. Высокая светимость и переменность блеска позволяют обнаруживать цефеиды вплоть до расстояний 20 Мпк. Их наблюдают в ближайших галактиках, определяя таким образом расстояния до этих звездных систем.

Цефеиды образно называют маяками Вселенной. К настоящему времени в нашей Галактике известно свыше 800 цефеид.

Другой разновидностью пульсирующих переменных звезд являются звезды типа RR Лиры, имеющие более короткие периоды от 0,2 до 1,2 суток. Практически все звезды этого типа - гиганты спектрального класса A. Они очень быстро меняют блеск. Амплитуда изменения блеска достигает 1-й звездной величины. У этих звезд, как и у цефеид, существует зависимость между периодом и светимостью.

Читать далее