Позагалактична астрономія - Юрій Кудря 2016
РОЗДІЛ 5
ВИЗНАЧЕННЯ ВІДСТАНЕЙ ДО ГАЛАКТИК
5.4.Відстані за цефеїдами
5.4.2. Цефеїди — пульсуючі зорі
Змінність цефеїд не можна пояснити затемненням у подвійній системі. Якщо вважати, що криві променевих швидкостей у цефеїдах зумовлені рухом подвійної зорі, то, як уперше показав Шеплі, відповідні розміри орбіт повинні бути меншими, ніж розміри самої зорі. Разом із блиском періодично змінюється і показник кольору, променева швидкіcть, діаметр та ефективна температура поверхні зорі. Тому цефеїди — фізично змінні, пульсуючі зорі. Класичні цефеїди — це гігантські зорі, одні з найяскравіших. Згідно з теорією зоряної еволюції безпосередніми їх попередниками є молоді блакитні зорі головної послідовності
типу О та В. Через великі маси та надто великий вихід енергії вони у зовнішніх областях, далеких від областей спалювання водню, демонструють охолодження та почервоніння. За таких умов у них спостерігається стадія нестабільності атмосфер, що полягає у виникненні періодичних пульсацій (автоколивань). Досить вузький діапазон температур (300 К), в якому запускається механізм пульсацій, на діаграмі Герцшпрунга—Рассела називається «смугою нестабільності». Ця смуга відповідає діапазону кольору приблизно Δ(Β - V) ≈ 0,2, в якому і спостерігаються цефеїди. У цій смузі знаходяться і класичні, і довгоперіодичні змінні населення типу II, і зорі типу RR Ліри, і дуже коротко- періодичні зорі типу CYВодолія. У зір з більшими масами в цій смузі більша світність, але трохи менша температура, а в зір менших мас — менша світність, але вища температура. Саме шириною «смуги нестабільності» і визначається точність відстаней за цефеїдами. Свого часу відповідний розкид на діаграмі пері- од—світність оцінювали в одну зоряну величину, що відповідає за формулою (5.3) невизначеності відстаней dmax / dmin = 1,6. Така велика невизначеність, до речі, спричинила те, що у 1958 році, за пропозицією Сендейджа, цефеїди викреслили зі списку основних індикаторів відстаней.
Першу детальну теорію пульсацій цефеїд розробив А.С. Еддінгтон (1919). Саме він показав, що менші зорі мають пульсувати з меншим періодом. Проте не все можна було пояснити за його теорією. Наприклад, за Еддінгтоном зоря має бути найяскравішою, коли її розмір мінімальний. Але це не так, зазвичай об’єм є мінімальним на половині фази зростання блиску. Результати подальших досліджень М. Шварцшильда, С.О. Жевакіна та інших сприяли подоланню труднощів у теорії. Зокрема, Жевакін встановив, що ключову роль у запуску автоколивань зовнішніх шарів зорі відіграє зона частково іонізованого гелію. Нині теорія пульсацій пояснює всі спостережувані у цефеїдах факти. Крім того, теорія підказує шляхи уточнення залежності період—світність, зокрема врахування слабкої зміни періоду при проходженні смуги нестабільності, можливості кратного її перетинання в ході еволюції, пульсацій на обертонах, а не тільки в основній моді, та інші ефекти.