Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Цефеиды получили свое название по звезде-прототипу. Переменность дельты Цефея описал в 1784 г. Джон Гудрайк (John Goodricke). К цефеидам относится и самая яркая звезда в кратной системе Полярной звезды. Аристарх Белопольский, исследуя спектры дельты Цефея, в 1894 г. обнаружил, что лучевая скорость этой звезды периодически изменяется. Однако тогда не удалось показать, что это связано именно с пульсациями (сам Белопольский полагал, что такая переменность объясняется двойственностью звезды). Окончательно существование пульсаций стало ясным пару десятилетий спустя, в основном благодаря работам Харлоу Шепли (Harlow Shapley). Тем не менее причина такого поведения оставалась неясной еще более полувека.

Цефеиды – это пульсирующие звезды-гиганты.

Идея механизма работы цефеид была высказана Артуром Эддингтоном (Arthur Stanley Eddington) еще в 1920-е гг.: если во время пульсаций будет меняться (увеличиваться во время расширения и уменьшаться во время сжатия) прозрачность значительного слоя вещества внутри звезды, то периодическое «запирание» излучения сможет поддерживать эти колебания. А в 1950-е гг. Сергей Жевакин внес основной вклад в решение загадки пульсаций цефеид (и некоторых других пульсирующих звезд), показав, что частичная ионизация водорода и гелия может приводить к необходимому изменению прозрачности слоев оболочки звезды на нужной глубине. При сжатии часть энергии идет на ионизацию, а не на повышение температуры в слое, при этом возрастает плотность. В результате вещество становится менее прозрачным, и излучение, как поршень, начинает толкать вещество наружу. При этом прозрачность растет, излучение покидает слой, и оболочка вновь начинает сжиматься. Этот цикл повторяется снова и снова.

Период пульсаций цефеид связан с их светимостью, что позволяет использовать эти объекты для определения расстояний.

Такой цикл работает только в случае залегания запирающего слоя на нужной глубине. Соблюдение этого условия в первую очередь определяется температурой звезды. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга – Рассела возникает достаточно узкая, почти вертикальная полоса нестабильности, где и расположены практически все типы регулярно пульсирующих с достаточно большой амплитудой звезд. Сейчас строятся более детальные модели пульсаций, которые могут объяснять очень сложное поведение некоторых объектов, демонстрирующих вариации периодов, различные типы пульсаций, их сочетания и эволюцию.

Важной особенностью цефеид является то, что период их пульсаций (он составляет от 1 до 100 дней) связан со светимостью. Это установила в 1912 г. Генриетта Левитт (Henrietta Leavitt), изучая цефеиды Малого Магелланова Облака. Поскольку цефеиды – гиганты, т.e. обладают высокой светимостью (обычно она в несколько тысяч раз превосходит солнечную), уже сто лет назад их можно было наблюдать в соседних галактиках. Именно это позволило в 1920-е гг. Эдвину Хабблу (Edwin Hubble) и другим исследователям определить природу спиральных туманностей и продемонстрировать, что это гигантские звездные системы, подобные нашей и находящиеся на расстояниях в миллионы световых лет. В настоящее время цефеиды используют как одну из основ определения расстояний до других галактик.

В последние годы благодаря работе космического телескопа Hipparcos, а позднее космического телескопа Hubble, удалось с высокой точностью измерить параллаксы для нескольких десятков цефеид. Это позволило уточнить внегалактическую шкалу расстояний благодаря лучшей калибровке определения расстояний по цефеидам.

4.4. Двойные и кратные звезды. Аккреция

Исключая самые легкие, около половины звезд входит в физически (гравитационно) связанные кратные системы, в некоторых случаях они наблюдаются даже невооруженным глазом или в небольшой любительский телескоп. Однако две звезды, видимые рядом на небе, необязательно образуют пару: это может быть случайной проекцией. Для установления физической связи лучше всего обнаружить вращение вокруг общего центра масс (непосредственно по смещению звезд или по их скоростям, определяемым по спектру). Иногда (в первую очередь в очень широких парах с большими орбитальными периодами) это невозможно сделать (например, вплоть до 2016 г. продолжались споры о том, образует ли Проксима Центавра гравитационно-связанную тройную систему с двумя звездами альфы Центавра). Тогда факт связи можно установить или по одинаковому расстоянию, или по одинаковому собственному движению звезд (смещению на небе из-за их движения относительно Солнца).