Цефеиды

Цефеиды Звёзды

Цефеиды – категория светил, относящихся к пульсирующему переменному типу. Это гигантские группы, для которых характерна взаимная зависимость между параметром периода, а также степени зависимости. За счёт этого, а также благодаря повышенной светимости, они используются как свечи, ведь по наблюдению за ними можно выявить расстояния до удалённых субъектов, включая сторонние галактики. В самом начале прошлого столетия эти группы помогли доказать тот факт, что в рамках Вселенной есть не только Млечный Путь, но и прочие значимые объекты. Наряду с этим за счёт данных групп эксперты смогли прийти к открытию закона Хаббла.

Цефеиды подразделяются на две разновидности. Так, они могут быть классическими или относиться ко второму типу. Эти объекты неоднородны, поэтому есть градация на подгруппы. Звёзды, относящиеся к ним, различны по массам и возрастам, а также пребывают на различных уровнях эволюции и относятся к неодинаковым популяциям. Взаимозависимости между величиной периода и степенью светимости тоже являются неодинаковыми. Однако разница эта небольшая, и выделить её удалось лишь к 1952 году. Что касается механизма пульсирования, он является идентичным, а принцип его функционирования напоминает тепловой двигатель.

Общие характеристики

Цефеиды относятся к гигантским объектам типа F, G, K и представлены в спектральной группе. Изменение степени их блеска происходит с амплитудой, составляющей 1-2 единиц. Что касается спектрального класса, наблюдаются различные колебания в рамках минимальной и максимальной величины. Предельные отметки температурного режима, блеска, скорости совпадают. Для кривых блеска характерен стремительный рост яркости и незначительный спад.

Цефеиды имеют периоды пульсаций, которые составляют 1-10 суток. Тем не менее, в ряде ситуаций эти отрезки могут быть большими. В нашей галактической группе не составит труда отыскать объекты с параметром в 125 суток. Что касается прочих галактических систем, в них такие отметки достигают 200 дней и больше. Открытие первых субъектов такого плана приходится на 1783 и 1784 годы.

Классификационные особенности

Многие цефеиды могут быть отнесены к одной из двух категорий. Это классические элементы, относящиеся к плоской галактической подсистеме, а также субъекты второго типа, имеющие отношение к сферической группе. Такая градация появилась в 1952 году, внедрил её Вальтер Бааде. Ему удалось обнаружить тот факт, что группы не функционируют по зависимости, а также выяснить, что некоторые расстояние, которые были определены к тому времени, являются ошибочными.

Классические элементы

Цефеиды классической группы представлены молодыми светилами, сконцентрированными в плоской галактической подсистеме. Их можно встретить в рамках скоплений рассеянного типа. Значения масс составляют 3-18 M⊙, а что касается абсолютных звёздных величин, они колеблются в диапазоне от -0,5 до -6 минут. Периоды, в свою очередь, зачастую находятся в интервале от 5 до 10 суток. Возраст равен 50-300 млн лет.

На самых ранних этапах своей эволюции цефеиды пребывали на главной последовательности и относились к спектральному классу B. Учёные провели над ним множество исследований, в ходе которой между уровнем периода и светимости была выяснена зависимость. Если первая отметка равна 6-20 суток, в кривых блеска не составит труда обнаружить незначительный скачок в процессе падения яркости. Связан этот феномен, в первую очередь, с наличием пульсации в двух периодах.

Элементы второго типа

Они включают старые светила, которые, как уже отмечалось, имеют прямое и непосредственное отношение к сферической подсистеме. Встретить их можно преимущественно в шаровых скоплениях. Зависимость такого плана является единой в отличие от классических групп. Дело в том, что при одинаковых первых значениях они в 4 раза тусклее классических групп.

Что касается абсолютных звёздных величин, которые имеют цефеиды, они пребывают в диапазоне от 0 до -3 m, периоды при этом равняются 12-28 суток. Измерение масс осуществлялось исключительно косвенно, на базе пульсаций. Есть предположение, что они равны 0,5-0,8 M⊙. Возрастные характеристики превышают 10 миллиардов лет.

Цефеиды такого плана имеют деление на три подкласса. Это переменные, относящиеся к типам BL Геркулеса, W Девы и RV Тельца. Последний подкласс имеет своё деление в зависимости от постоянства или переменчивости светимости. В прошлом, когда деление на подклассы отсутствовало, термины «переменные объекты W Девы» и «объекты второго типа» были взаимозаменяемыми. Однако использовать градацию пришлось по той простой причине, что у светил, которые относились к неодинаковым подклассам, были разные стадии эволюции.

Аномальные элементы

Цефеиды также могут быть аномальными. Их не составит труда обнаружить в сфероидальных галактических группах. Светимости и периоды этих субъектов отличаются от параметров предыдущих групп. В качестве прототипа для формирования этого класса выступает звезда BL Волопаса. Есть версия, что подобные светила имеют массы около 1,5 M⊙.

Бимодальные элементы

Цефеиды могут быть бимодальными и мультимодальными. Это означает, что они пульсируют в двух и даже в более периодах. Если они между собой близки, повышается вероятность возникновения биений. Более 50% таких групп, у которых период составляет 2-4 суток, являются бимодальными.

Взаимосвязь между периодом и светимостью

В 1908 году была открыта зависимость между тем, как изменяется блеск, и какой является степень светимости объектов в Магеллановых Облаках. В 1913 году было установлено, что эти цефеиды имеют немало сходств с объектами, находящимися в окрестностях Солнца, так что зависимость, открытая ранее, почти везде идентична. Тогда же было введено и само обозначение термина.

С тех самых пор происходило неоднократное уточнение параметров этой зависимости. Так, в 1997 году на основании сведений HIPPARCOPS удалось открыть формулу для классических объектов. В ней наблюдается взаимосвязь между средней абсолютной величиной в рамках спектрального диапазона и периодом пульсации в сутки. Наряду с этим в 1996 году удалось получить информацию о взаимосвязях между различными диапазонами.

Данных, казалось бы, является достаточно для того, чтобы сделать конкретные выводы. Тем не менее, периоды и величины звёздного типа не могут полностью соответствовать рассматриваемой зависимости. На неё оказывает существенное влияние положение цефеиды в рамках полосы нестабильности, которое можно выразить посредством показателя цвета. В 2007 году удалось изобрести новую формулу, в которой присутствовал дополнительный показатель.

Взаимосвязь между периодом и степенью светимости можно объяснить тем, что оба эти параметра увеличиваются пропорционально возрастанию массы. Чем выше второе значение, тем дольше суммарный срок жизни группы звёзд, т. е. её возраст. Так, все приведённые параметры имеют между собой определённую взаимосвязь.

Физическое объяснение феномена

Есть несколько важных аспектов, которые стоит принять во внимание в обязательном порядке.

Механизм пульсаций

Особого внимания заслуживает механизм пульсаций цефеиды. Как правило, светила пребывают в состоянии термодинамического равновесия. Речь идёт о том, что внутреннее давление газа и собственная масса светила – уравновешены. При нарушении этого баланса происходит расширение или сжатие звезды, в итоге она стремится к возвращению к прежнему состоянию через многочисленные колебания. Период их зависит от средней плотности объекта.

Если у обычной звезды по каким-либо причинам произойдёт потеря равновесия, возникнут колебания, которые в итоге моментально затухнут. В свою очередь, наблюдение за такими объектами, как цефеиды, показало, что такие явления должны иметь какой-то источник энергии. А в 1917 году Артур Эддингтон предположил, что она берется из такого ресурса, как «каппа-механизм» или «клапан Эддингтона», и наблюдается сходство с тепловым двигателем. Данное подтверждение было официально доказано в 1953 году Сергеем Жевакиным.

Каппа-механизм – основной фактор пульсации. Наряду с этим выделяют два второстепенных момента. Суть первого заключается в том, что слой ионизованного гелия характеризуется более низким температурным режимом в отличие от соседних слоёв. Данное явление получило наименование «гамма-механизм». Второй фактор – r-механизм, суть его состоит в том, что, когда звезда сжимается, происходит уменьшение её площади.

Эволюционный трек звезды массой 5 M⊙, пересекающий полосу нестабильности.
Эволюционный трек звезды массой 5 M⊙, пересекающий полосу нестабильности.

Эволюционные характеристики

В процессе эволюции светила наблюдается изменение его параметров, собственно, как и положение на графиках. Когда вследствие процессов синтеза в недрах светил заканчивается водородное вещество, происходит увеличение в размерах и охлаждение. В итоге объекты сходят с основной последовательности и переходят к категории субгигантов. В этот отрезок времени массивные звёзды могут оказаться на полосе нестабильности и даже перейти через неё, временно превратившись в цефеиды. Это длится около 10^2-10^4 лет, и по меркам астрономической науки данный период является непродолжительным.

Затем звезда превращается в красный гигант, и, если она имеет достаточно большую массу, гелий вступает в термоядерную реакцию, происходит это нередко. В итоге светило встаёт на «голубую петлю». Исходя из значения массы, в этом месте оно может пересечь полосу нестабильности порядка двух раз и располагаться на ней дольше, нежели в рамках первого прохождения.

Что касается объектов такого типа, как цефеиды второй группы, они представляют собой звезды с низкой массивностью. Эволюция их протекает другим способом. Можно выделить три основных подкласса, соответствующих разным стадиям процесса. После загорания гелия в ядре звезды, она переходит на ветвь, где светимости одинаковы, а температурные отметки зависят от массы и металличности. Также наблюдается пересечение горизонтальной ветви с пососой нестабильности, здесь же появляется пульсация.

В случае попадания светила на часть, где наблюдается высокая температура, пульсации не возникнет. После того как запасы гелия в ядерной части иссякнут, случится расширение с последующим охлаждением, а также попадание на асимптоматическую ветвь гигантов. В данной ситуации звезда станет относиться к переменному типу. Если же она попадёт на низкотемпературную область горизонтальной ветви, асимптоматическая область непересечется с полосой нестабильности.

Период светила имеет тесную и непосредственную взаимосвязь не только со светимостью, но также с его положением в рамках полосы нестабильности. При условиях идентичности светимостей холодная звезда имеет внушительный период пульсаций в отличие от объекта горячего типа. Ввиду быстрого перехода полосы многолетние наблюдения позволяют зафиксировать факт возникновения изменений, которые имеют периоды цефеиды. Увеличение этого параметра свидетельствует о снижении температуры фотосферы.

Значение феномена в астрономической науке

Ввиду описанной выше взаимосвязи между периодом и светимостью цефеиды являются стандартными свечами. То есть, как уже отмечалось, они нередко используются в процессе определения расстояний в небе, хотя точность не всегда максимальная. Так, они играют важную роль в процессе выявления расстояний до дальних объектов и фиксации данной шкалы.

В 1916-1918 гг. учёным удалось впервые применять цефеиды для решения поставленной задачи. Сделали это такие эксперты, как Генриетта Ливитт и Эйнар Герцшпрунг, а также Харлоу Шепли. Сначала получилось оценить дистанции до ближайших скоплений, после этого – до более далёких объектов и их групп, в т. ч. до галактических систем.

Так, сведения об этих субъектах имеют особую важность, ведь допущение ошибок в процессе определения тех или иных параметров приводит к глобальным астрономическим проблемам.

Оцените статью
Добавить комментарий