КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VI

ФІЗИКА ЗІР І ТУМАННОСТЕЙ

Розділ 16

ПУЛЬСУЮЧІ ЗМІННІ ЗОРІ

16.2. Цефеїди, ліриди і віргініди

Для зір цих типів характерні ритмічні, з точністю доброго годинникового механізму, зміни блиску і певна залежність форми кривої блиску від періоду Р. Довгий час усі ці три групи пульсуючих змінних об'єднували під назвою цефеїди. Однак і тоді був поділ на довгоперіодичні або класичні цефеїди (їхнім прототипом була зоря δ Цефея) і короткоперіодичні цефеїди (прототип — зоря RR Ліри). Виділення окремих типів «колишніх цефеїд» — лірид і віргінід — супроводжувалися певними змінами в уявленнях щодо масштабів Галактики і галактичного світу в цілому.

Цефеїди. У Галактиці зір цього типу відкрито понад сімсот (багато цефеїд знайдено і в інших галактиках). Амплітуди зміни блиску відомих цефеїд нашої Галактики, класифікація яких не має сумнівів, є в межах від 0,06m (для унікальної цефеїди Полярної — α Малої Ведмедиці — амплітуда зараз становить 0,015m ) до 1,5m, а періоди — від 1 до 127 діб. Цефеїди в інших галактиках часто мають періоди більше ніж 100 діб, а в нашій Галактиці таких цефеїд усього декілька. Абсолютні зоряні величини цефеїд — від —2m до —6m, вони є надгігантами спектральних класів F і G (деякі цефеїди у мінімумі блиску мають спектральний клас K). Як вже було сказано, типовим представником цієї групи змінних є зоря δ Цефея, яка ритмічно змінює свій блиск від 3,48m до 4,37m з періодом 5,366 доби.

Залежність зоряної величини цефеїди від часу t (точніше від фази φ = t/P, де Р — період пульсацій) є асиметричною: порівняно швидке зростання блиску змінюється дещо сповільненим його спадом (рис. 16.1, а). У фазі з кривою блиску змінюється ефективна температура зорі (рис. 16.1, б), а також її спектральний клас: у мінімумі блиску поверхня зорі холодніша, а її спектральний клас пізніший. До того ж ця особливість проявляється тим сильніше, чим більший період зміни блиску зорі. Так виявили залежність період — спектральний клас для цефеїд. У деяких так званих s-цефеїд крива блиску має синусоїдальну форму, тобто є симетричною, амплітуда ж, як правило, не перевищує 0,5m. Типовий приклад s-цефеїди — α Малої Ведмедиці).

Вимірюючи зміщення ліній у спектрах цефеїд, можна отримати криві променевих швидкостей. Як виявилося, у кожному конкретному випадку ця крива є дзеркальним відображенням кривої блиску (рис. 16.1, в). Вона свідчить, що зовнішні шари зорі, в яких утворюються спектральні лінії, коливаються навколо середнього положення рівноваги, досягаючи найбільшої швидкості близько 20 км/с. За кривою променевих швидкостей (dR/dt) можна обчислити відхилення радіуса зорі R від його середнього значення.

image87

Рис. 16.1. Зміни блиску (а), температури (б), променевої швидкості фотосфери (в) зорі δ Цефея у функції фази періоду; штрихова лінія позначає величину променевої швидкості руху самої зорі у просторі

Зіставлення кривої блиску з кривою променевої швидкості показує, що максимуму блиску зорі відповідає найбільша швидкість розширення (руху випромінюючого шару в бік спостерігача), тоді як мінімуму блиску — найбільша швидкість стиску. У ці моменти радіус зорі близький до свого середнього значення. Конкретно при середньому радіусі зорі δ Цефея R = 42Яʘ відхилення від середнього положення становить ΔR ≈ 2Rʘ, так що відносне зміщення фотосферного шару все ж невелике: ΔR/R ≈ 0,05.

Як було сказано раніше, у 1910 р. Генрієтта Лівітт, вивчаючи цефеїди у дуже близькій галактиці — Малій Магеллановій Хмарі, виявила, що чим більший середній за період блиск цефеїди, тим більший період його зміни (див. рис. 14.1). Оскільки розмірами самої Хмари можна знехтувати порівняно з її відстанню до Землі, а отже, можна сказати, що всі цефеїди цієї галактики перебувають на практично однаковій відстані від нас, то це відкриття вказує на існування залежності між періодом пульсацій цефеїд Р і світністю L(абсолютною зоряною величиною М). Згодом уточнили, що між середньою за період абсолютною зоряною величиною M = (Mmax + Mmin )2 і періодом пульсації Р є строга залежність, яка у візуальних променях має вигляд:

image88

де період Р обчислюють у добах.

Віргініди. Довгий час до цефеїд залічували зорі типу W Діви, періоди зміни блиску яких перебувають приблизно в межах від 12 до 35 діб. Як приклад, на рис. 16.2 показана крива блиску самої зорі W Діви.

В 1952 р. визначили, що при однаковому значенні періоду пульсацій абсолютні зоряні величини віргінід на 1,5—2,0m менші від типових для цефеїд (див. рис. 16.3). Як виявилося, розподіл цих двох типів змінних зір у галактичному просторі також різний: цефеїди в основному скупчені до площини Молочного Шляху, тоді як віргініди розподілені майже рівномірно відносно центра Галактики. Залежність світності від періоду зміни блиску для зір типу W Діви майже така, як і для цефеїд, однак з іншою константою у формулі типу (16.1).

image89

Рис. 16.2. Крива блиску зорі W Діви. Пульсаційний період P = 17,277 діб

image90

Рис. 16.3. Схематичне зображення залежності період — світність для цефеїд (1), віргінід (2), а також зір типу RR Ліри (3)

Ліриди. Змінних зір типу RR Ліри відомо близько 4000. Це — гіганти спектральних класів A — F, періоди зміни блиску для них є в межах від 0,2 до 1,2 доби, амплітуди зміни блиску не перевищують 2m (рис. 16.4).

Середнє значення абсолютної зоряної величини лірид M ≈ +0,5m. Особливо багато цих зір є в кулястих зоряних скупченнях (див. підрозділ 19.3).

Уже на початку XX ст., як тільки виявили залежність M = M(P), цефеї- ди (у найширшому розумінні слова, тобто включаючи в цю групу і ліриди, і віргініди) назвали «маяками Всесвіту». Вони й справді є такими, особливо тепер, коли з'ясовано існування цих трьох окремих різновидів. їхня достатньо висока світність дає змогу виявляти ці об'єкти в найдальших закутках нашої Галактики, а також (це стосується саме цефеїд) і в декількох десятках близьких до нас галактик. Тут формула (16.1) дає змогу прокалібрувати інші методи визначення міжгалактичних відстаней цілком так само, як у масштабах нашої Галактики це здійснили за допомогою тригонометричних паралаксів.

image91

Рис. 16.4. Крива блиску RR Ліри






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.