Запрос:

Установить плагин

Рекомендую
0 0

Цефеиды.


Наиболее распространенным типом переменных звезд являются цефеиды, называемые так потому, что их прототипом является звезда Дельта Цефея. Для кривой блеска цефеид характерно правильное периодическое изменение блеска звезды. Нарастание блеска обычно происходит быстрее, чем его спад. Светимость цефеид сильно колеблется, возрастая при переходах от минимума к максимуму в два раза и более. Одновременно изменяются цвет,спектральный класс , лучевая скорость. Это показывает, что звезда испытывает глубокие изменения общего характера.
Цефеиды - очень яркие желтые гиганты, излучение которых в десять тысяч раз превосходит излучение Солнца, так что они могут быть обнаружены с очень большого расстояния. В 1912 г. Генриетта Ливитт, работая в обсерватории Гарвардского колледжа, открыла множество цефеид в Малом Магеллановом Облаке и построила кривые их яркости. Ей стало ясно, что существует связь между периодом пульсаций, обычно составляющим от 3 до 50 дней, и видимой яркостью: чем ярче звезда, тем больше период. Эта связь называется зависимостью период-светимость.
Важность этого открытия состоит в том, что цефеиды можно использовать как показатели расстояния. Все звезды в Малом Магеллановом Облаке грубо можно считать удаленными от нас на одно и то же расстояние (конечно, по сравнению к расстояниям внутри самого ММО), так что отношение видимых величин к абсолютным для них постоянно. Поэтому, если независимым методом удается оценить расстояние до одной из цефеид, то расстояния до всех других могут быть вычислены на основании их периодов. Наиболее разработанной является теория, согласно которой цефеиды пульсируют, сжимаясь и разжимаясь под действием противоборствующих сил - силы притяжения к центру звезды и силы давления газа, толкающей вещество наружу. В сжатом состоянии преобладает давление газа - звезда расширяется. Среднее состояние, в котором сила тяготения и сила давления газа уравновешиваются, вследствие инерции звезда проходит на большой скорости, а в расширенном состоянии давление газа ослабевает, силы тяготения вновь заставляют звезду сжиматься. Движение поверхности звезды вызывает изменение наблюдаемой лучевой скорости. Наибольшую светимость звезда имеет в сжатом состоянии, а наименьшую в расширенном. Это объясняется тем, что при сжатии потенциальная энергия гравитации переходит в тепловую энергию газа, температура которого растет, при этом резко увеличивается излучение на единицу площади поверхности звезды, что с избытком компенсирует уменьшение общей поверхности звезды при сжатии.
Выделяют два различных типа цефеид: так называемые классические цефеиды и цефеиды "населения типа II", также известные как звезды типа W Девы. Их зависимости период-светимость отличаются - светимость классических цефеид приблизительно на две звездные величины больше светимости звезд типа W Девы. Меньшая масса звезд типа W Девы обуславливает меньшую светимость, но этот эффект частично компенсируется за счет низкого содержания элементов тяжелее гелия в звездах старого населения типа II. Поэтому при вычислении расстояний необходимо выяснить, является ли переменная звезда классической цефеидой или звездой типа W Девы. Это лучше всего сделать, определяя по спектру звезды содержание металлов.
Классические цефеиды разделяются на две группы: долгопериодические цефеиды с периодом изменения блеска от двух до 20 и более дней и короткопериодические цефеиды с периодом изменения блеска от 8 до 18 часов (звезды типа RR Лиры). Это различие носит качественный характер. В тех областях пространства, где присутствуют долгопериодические цефеиды нет короткопериодических и наоборот.
Звезды типа RR Лиры значительно слабее (с разницей до 7 звездных величин) классических цефеид. Все они имеют приблизительно одну и ту же абсолютную звездную величину, равную +0,5. Эта особенность позволяет использовать их при определении космических расстояний, хотя на практике возможность таких измерений ограничена небольшой светимостью таких звезд. Периоды звезд типа RR Лиры лежат в диапазоне от нескольких часов до одних суток при амплитудах порядка 0,2 - 2,0 звездной величины. Их спектральный класс - обычно A или F. У некоторых звезд типа RR Лиры амплитуда и фаза подвержены медленным модулированным изменениям с более длинным периодом (20 - 200 суток). Такие звезды известны как переменные Блажко. Самая яркая среди таких звезд - сама RR Лиры, основной период которой (0,567 суток) модулируется с периодом 41 день.
Кроме того выделяется группа карликовых цефеид (звезды типа AI Парусов или звезды типа Дельты Щита). Карликовые цефеиды - это переменные звезды с короткопериодической пульсацией. Прототипом группы является Дельта Щита, изменение блеска которой было обнаружено в 1935 г. Обычно периоды пульсаций меньше восьми часов, а изменения блеска составляют только несколько сотых, что не воспринимается невооруженным глазом.

Рекомендации Друзья