[вернуться к содержанию сайта]
По теории строения звёзд можно ожидать, что самая высокая температура должна быть в момент наибольшего сжатия (минимум радиуса) звезды. Это, по-видимому, тот момент времени, когда газы находятся в покое (нулевая лучевая скорость) на нисходящей ветви кривой скоростей, так как непосредственно перед стадией наибольшего сжатия газы всё ещё стремятся к центру звезды, т. е. от наблюдателя, а сразу же после этого момента они устремляются к наблюдателю.
Кривые на рис. 30.3 показывают, что в действительности максимум температуры наступает, когда звезда имеет наибольшую скорость приближения,– факт, который трудно ожидать в простой пульсирующей модели. М. Шварцшильд предположил, что глубокие недра звезды пульсируют так, как предсказывает теория, но во внешних областях звезды элементы газа колеблются не в унисон недрам, в результате чего и создаётся отставание кривой блеска на наблюдаемую величину *).
Рис. 30.3. Колебания δ Цефея. Сплошная линия вверху – наблюдаемая кривая блеска. Следующая кривая показывает изменения температуры при двух различных предположениях. Третья кривая даёт изменение спектрального класса, четвёртая – кривая скорости. Нижняя кривая показывает изменение радиуса звезды. По оси абсцисс отложена фаза, выраженная в долях периода, равного 5,37 суток. (По Беккеру.)
Изменение блеска всех других строго периодических групп пульсирующих переменных интерпретируется аналогичным образом, но каждая группа обладает присущими ей особенностями. У групп β Б. Пса, RR Лиры и карликовых цефеид имеется тенденция к очень коротким периодам (всего 79 минут для SX Феникса), причём каждая переменная обычно имеет два или более периодов почти, но не совсем одинаковой длительности. Эти неравенства периодов порождают явление биений, подобных акустическим, в результате чего кривые блеска оказываются неправильными.
Звезды типа RR Лиры имеют периоды менее одних суток, а их кривые блеска похожи на кривые блеска цефеид. Особый интерес представляет поведение линий поглощения водорода в спектре RR Лиры; когда звезда яркая, эти глубокие и широкие линии напоминают линии звезды с температурой 10000°, например, Веги. Сдвиг линий показывает, что атмосфера RR Лиры находится в стадии быстрого расширения; газы движутся от центра звезды и создают, если смотреть с Земли, доплеровское смещение к фиолетовому концу спектра.
Когда блеск звезды падает, линии водорода становятся уже и слабее. Расширяющаяся атмосфера охлаждается до температуры порядка 7000°, а давление в атмосфере, по мере того как она захватывает всё более и более высокие уровни над фотосферой, уменьшается. Постепенно сила тяготения приостанавливает движение газов наружу, и расширившаяся звезда начинает сжиматься. Линии поглощения сдвигаются доплеровским эффектом к красному концу спектра.
Согласно теории сжатие будет продолжаться до тех пор, пока газы, сжимаясь, не “перескочат” через свой нормальный уровень и не создадут внутри звезды избытка газового давления, которое, работая против силы тяготения, опять заставит газы изменить направление движения на обратное. При этом узкие линии водорода быстро ослабевают и ещё в стадии сжатия исчезают. Но ещё до того, как эти линии полностью исчезнут, в спектре уже обнаруживается новая серия линий поглощения водорода, таких широких и размытых, как будто они возникают в самых глубоких слоях атмосферы RR Лиры. Эти линии, сдвинутые к фиолетовому концу спектра, отражают движение наружу расширяющегося глубокого слоя, сосуществующего с верхним сжимающимся слоем. Двойственность линий создаёт разрыв непрерывности кривой скоростей. Эти два слоя сталкиваются с относительной скоростью порядка 100 км/сек.
Момент столкновения в RR Лире замечается по исчезновению узких эмиссионных линий водорода. Специалисты в области аэродинамики говорят, что при работе с мощными ударными трубками они наблюдали аналогичные эмиссионные явления.
Санфорд на обсерватории Маунт Вилсон показал, что разрыв непрерывности такого же типа существует в лучевых скоростях цефеиды W Девы, период которой 17,3 суток. Абт нашёл, что многие линии металлов у этой звезды раздвоены так, как будто они возникают в двух слоях с противоположным направлением движения. Более глубокий расширяющийся слой примерно на 1000° горячее наружного сжимающегося слоя. Совсем недавно Крафт обнаружил двойные линии поглощения у классической переменной цефеиды X Лебедя. По-видимому, это весьма распространенное явление.
Свыше 1300 переменных было отождествлено в шаровых скоплениях. Большинство из них относятся к типу RR Лиры и имеют периоды меньше суток. Но 67 переменных из 1300, занесённых в список Хоггом, не принадлежат к этой группе, так как их периоды больше суток, а их светимости больше светимостей звёзд RR Лиры. Кривые блеска и вариации спектра этих 67 звёзд напоминают аналогичные характеристики пекулярной галактической цефеиды W Девы.
Джой пришёл к выводу, что в шаровых скоплениях обычные переменные цефеиды исключительно редки или, может быть, вообще отсутствуют и что пекулярные переменные типа W Девы принадлежат к звёздному населению типа II, причём это единственный тип долгопериодических переменных цефеид, существующих в настоящее время в этих скоплениях. Это и неудивительно, так как происхождение звёзд шаровых скоплений и их последующая эволюция должны были очень отличаться от эволюции звёзд, образовывавшихся в спиральных рукавах Млечного Пути.
Кривая блеска и спектральные свойства W Девы заметно отличаются от кривой блеска и свойств спектра у нормальных цефеид, имеющих аналогичные периоды. Ещё более поразительной является большая средняя лучевая скорость W Девы – 66 км/сек. Такая большая скорость наводит на мысль о том, что W Девы, может быть, относится к звёздам с большими скоростями, т. е. является “звездой-перебежчиком”, в действительности принадлежащей к гало Млечного Пути и лишь случайно проникшей в спиральный рукав. Так как она отстаёт от галактического вращения этого рукава, то кажется обладающей лучевой скоростью в направлении, противоположном направлению галактического вращения. Название “звёзды с большими скоростями”, строго говоря, больше подходит Солнцу и его нормальным соседям населения типа I, так как все эти звёзды движутся вокруг центра Галактики приблизительно по круговым орбитам со скоростью порядка 300 км/сек (§ 24.2), в то время как звёзды с большими скоростями попадают в окрестности солнечной системы по сильно вытянутым орбитам и не участвуют во вращении спиральных рукавов вокруг центра Галактики.
Замечательно, что распределение в пространстве и движение шаровых скоплений очень сходны с распределением и движением звёзд с большими скоростями. И те, и другие имеют приблизительно сферически-симметричное распределение относительно галактического ядра; и те, и другие обладают большими систематическими скоростями по отношению к звёздам в окрестностях Солнца.
Переменные типа скоплений сильно концентрируются в направлении к ядру Галактики в Стрельце. Б. В. Кукаркин нашёл, что звёзды типа RR Лиры, большинство которых относится к группе с большими скоростями, образуют сферическое гало вокруг Млечного Пути; их распределение сходно с распределением шаровых скоплений и цефеид типа W Девы. Они являются звёздами, характерными для населения типа II. Переменные звёзды, находящиеся в галактических скоплениях и в окрестностях Солнца, такие, как нормальные цефеиды, звёзды β Б. Пса и т. п., относятся к населению типа I **).
Рис. 30.5. Кривая блеска карликовой цефеиды SX Феникса 29 августа 1952 г. Эта звезда имеет два почти одинаковых периода, которые создают на кривой блеска биения.
Некоторые группы переменных имеют периоды порядка 0,2 суток или менее пяти часов. Одна такая группа состоит из карликовых цефеид. Их спектральные классы охватывают диапазон от А до F, а их абсолютные величины равны примерно +2m, таким образом, они гораздо слабее звёзд типа RR Лиры и, конечно, также гораздо меньше и плотнее последних. Диапазон изменений блеска карликовых цефеид (рис. 30.5) – около одной величины для звёзд с самым коротким периодом и меньше – для звёзд с более длинным периодом. Движения этих переменных указывают на то, что они относятся скорее к населению типа I – спиральных рукавов, чем к населению типа II – галактической короны. Если учесть, что только ближайшие карликовые цефеиды достаточно ярки и поэтому могут быть без труда обнаружены, надо полагать, что эти звёзды в данном объёме пространства в окрестностях Солнца так же многочисленны, как звёзды типа RR Лиры. С другой стороны, их почти нет в шаровых скоплениях. Другая группа пульсирующих звёзд с очень короткими периодами – это переменные типа β Б. Пса, которые имеют небольшие, слегка неправильные колебания блеска (~0m,1). Их периоды охватывают диапазон от 3 до 6 часов. Для многих из них кривые скоростей и блеска можно представить в виде суммы двух синусоид с несколько различными амплитудами и периодами. Так, Мейер нашёл, что наблюдаемые кривые скорости β Б. Пса представимы двумя синусоидами с периодами 6h0m и 6h2m. Ширины линий поглощения переменных β Б. Пса периодически изменяются, а иногда они расщепляются на два или даже три компонента, создавая разрывы непрерывности на кривых скоростей (рис. 30.6).
Рис. 30.6. Кривая скорости переменной BW Лисички – звезды типа β Б. Пса. Кривая скорости состоит из трёх ветвей.
*) Это явление было объяснено С. А. Жевакиным как следствие диссипации (превращения в тепло) энергии колебаний в верхних слоях звёзд. Чтобы звезда могла колебаться достаточно долго, несмотря на потери энергии из-за вязкости (аналог трения в механике), необходимо непрерывное поступление энергии. С. А. Жевакин показал, что энергия колебаний черпается в области, где происходит усиленная ионизация гелия – второго по обилию элемента. При сжатии этого слоя в нём происходит рекомбинация – как бы запасается энергия, идущая снизу. Затем при расширении гелий опять ионизуется, что освобождает эту энергию и как бы подталкивает колебания. Колебания звёзд можно уподобить работе дизеля – в момент наибольшего сжатия освобождается энергия (вспышка), поддерживающая движение. (Прим. ред.)
**) В 1962–1965 гг. переменная звезда RU Жирафа (цефеида населения II типа), пульсировавшая ранее с периодом 22 дня и амплитудой в 0,9 звёздной величины, постепенно перестала пульсировать и стала “постоянной” звездой. Это первый замеченный случай полного затухания пульсаций звёзд. (Прим. ред.)
Дата установки: 11.05.2013
[вернуться к содержанию сайта]
