Очерки о Вселенной

Вероятно, цефеиды — это неустойчивые звезды, у которых однажды случившийся в них толчок за счет внутренних сил вызывает колебания, подобные колебаниям маятника. С течением времени возникшие в звезде пульсации должны ослабеть и затухнуть. Никто, однако, не ожидал, что это вскоре будет наблюдаться. Первый, и пока единственный раз постепенное прекращение переменности блеска всего лишь за четыре года было замечено недавно. Цефеида RU Жирафа, обнаруженная в 1899 г., изменяла свой блеск на целую звездную величину с периодом около 22 суток, начиная с 1899 г., когда ее обнаружили. К 1966 г. ее переменность почти полностью прекратилась.

Периоды разных цефеид заключены в пределах от 1 1/2 часов до 45 суток, причем после периода короче одних суток сразу происходит скачок к периодам более двух суток.

Все цефеиды — звезды-гиганты большой светимости, но у них наблюдается замечательное соотношение: чем больше период изменения блеска цефеиды, тем ее светимость больше. Это замечательное открытие сделала мисс Ливитт в Гарвардской обсерватории.

Связь между логарифмом периода, измеряемого в сутках, и абсолютной звездной величиной представлена на рис. 154.

^{Рис. 154. Кривая 'период — абсолютная величина' для цефеид, построенная американским астрономом Шепли в 1919 г}

Такое свойство делает цефеиды своего рода маяками Вселенной. Обладая большой светимостью, они видны на огромных расстояниях от нас и, зная из наблюдений их период и видимый блеск, эти расстояния легко подсчитать. Цефеиды благодаря отмеченному их свойству очень помогают нам не только при исследовании размеров, формы и строения нашей звездной системы, но и при изучении других звездных систем.

Другие физические переменные и вспыхивающие звезды

Кроме цефеид, накопилось много других звезд, зачисленных в разряд физических переменных. У всех них, кроме блеска, меняется так или иначе спектр, что и указывает на изменение физических свойств этих звезд. Однако у одних, как и у цефеид, блеск меняется периодически, хотя и не так правильно, у других же изменений блеска полуправильны или даже совершенно неправильны.

^{Рис. 155. Кривая изменения блеска долгопериодической переменной звезды χ Лебедя. На этом и на следующих рисунках на горизонтальной оси отложено число дней, отсчитываемых от определенного момента (так называемые «юлианские дни»)}

Наиболее интересную группу представляют долго-периодические переменные звезды. Их периоды больше 100 дней, но не более 700 дней. От максимума до максимума у них проходит не всегда одно и то же число дней, несколько меняется и форма кривой блеска и блеск в максимуме. Изменение блеска почти у всех них составляет несколько звездных величин, т. е. громадное; блеск меняется иногда в несколько тысяч раз. Их называют иногда миридами, по имени — Мира (Удивительная), которое дали звезде о Кита. В наибольшем блеске эта звезда хорошо видна глазом, будучи 3-4-й, а иногда даже 2-й величины. Примерно через каждые 330 дней она достигает минимума, 9-й звездной величины, когда ее видно лишь в телескоп. От максимума до максимума иногда проходит и меньше времени, до 320 дней, а иногда и больше — до 370 дней.

Как и у цефеид, изменения блеска мирид сопровождаются изменениями температуры и спектра, в котором, кроме темных линий, по временам появляются яркие линии водорода и другие линии. Все мириды — звезды-гиганты спектрального класса М, холодные, красные, большие и разреженные. У них также наблюдается периодическое колебание лучевой скорости, но максимум блеска соответствует моменту наибольшего удаления от нас. По-видимому, причина изменения блеска мирид вызвана, как и у цефеид, пульсацией, но менее правильной и осложненной как колебаниями прозрачности их атмосфер, так и периодическими извержениями горячих газов из недр звезды на поверхность, на что указывает появление ярких линий в спектре.

^{Рис. 156. Кривая изменения блеска неправильной переменной звезды}

Остальные физические переменные звезды чаще всего также являются красными гигантами и даже сверхгигантами с неправильными, непериодическими колебаниями блеска. Несмотря на эту неправильность, их можно разбить на ряд групп, в зависимости от характера этой неправильности.