 |
| Вернуться к оглавлению |
 Вернуться к
предыдущей главе |
Перейти к следующей главе |
|
||
|
|
Обратимся теперь к отдельным типам пульсирующих звезд. И, конечно, мы начнем с цефеид - не
потому, что это самый богатый звездами тип (это не так), а ввиду огромной роли цефеид в астрономии.
Прежде к цефеидам относили без разбору все звезды, сходные с настоящими цефеидами по морфологии кривой блеска, то есть два современных главных подтипа (классические цефеиды, DCEP и DCEPS в обозначениях ОКПЗ, и цефеиды сферической составляющей, CWA и CWB) и "короткопериодические цефеиды", то есть все разновидности переменных типа RR Лиры. Мы сейчас будем рассматривать классические цефеиды, то есть долгопериодические цефеиды, относящиеся к плоской составляющей Галактики. Многочисленными исследованиями были установлены закономерности, связывающие форму кривой блеска цефеид с продолжительностью периода (последовательность Герцшпрунга, см. ниже). Ряд звезд в эту последовательность не укладывается; их кривые блеска сходны с кривыми блеска цефеид в шаровых скоплениях. В 1949г., принимая во внимание особенности пространственного распределения (большие z-координаты) "аномальных" цефеид (интересно, что введенный Б.В.Кукаркиным термин "аномальная цефеида" позднее, когда "аномальные цефеиды" по Кукаркину все уже давно называли звездами типа W Девы, вновь ввели уже для звезд типа BL Волопаса. См. об этом в следующих лекциях) и их отличия от большинства цефеид по другим характеристикам, Б.В.Кукаркин высказал идею о различном происхождении этих звезд. Большинство цефеид (классические цефеиды) принадлежат к плоской составляющей Галактики, а "аномальные" цефеиды и цефеиды в шаровых скоплениях - к сферической. Периоды надежно классифицированных классических цефеид нашей Галактики заключены в пределах от 1d до 45d. Известно несколько звезд с более продолжительными периодами (до 125d), но их принадлежность к классическим цефеидам достоверно не установлена. Любопытно, что в других галактиках (прежде всего в Магеллановых Облаках) обнаружены звезды со всеми признаками цефеид (стабильность периода и формы кривой блеска, спектр, светимость) даже с периодами, превосходящими 200d. В 4-м издании ОКПЗ к классическим цефеидам отнесено 460 звезд, к цефеидам сферической составляющей - 173, а 180 звезд классифицированы просто как цефеиды, поскольку для них принадлежность к той или иной составляющей Галактики не была точно известна. На самом деле в этой группе классические цефеиды тоже, несомненно, преобладают. Тысячи цефеид выявлены в ближайших галактиках (прежде всего в Магеллановых Облаках и в галактике Андромеды M 31). Исключительно важным свойством цефеид, во многом определяющим значение этих звезд для астрономии, является существование зависимости период-светимость. Х.Ливитт в 1908г. открыла 1777 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке (ММО). Для 16 из них она определила периоды; оказалось, что чем продолжительнее период, тем ярче звезда. Разумеется, при огромном расстоянии до ММО по сравнению с размером самого облака этот факт следует интерпретировать как зависимость светимости (а не только видимой величины) от периода. Вполне понято, что открытые мисс Ливитт переменные звезды - это цефеиды, было не сразу. Впервые на это четко указал Э.Герцшпрунг в 1913г. Ему же принадлежит идея о неоценимой роли зависимости период-светимость для определения расстояний до отдельных цефеид, а также до звездных систем, их содержащих. Герцшпрунг установил нуль-пункт зависимости период-светимость, определив по собственным движениям 13 цефеид статистический параллакс. С уже известным нуль-пунктом он применил зависимость период-светимость для определения расстояния до ММО. В 1918г. Х.Шепли ревизовал зависимость период-светимость. Он использовал данные о цефеидах в Магеллановых Облаках, в шаровых скоплениях и в окрестностях Солнца. (Сегодня мы знаем, что выборка Шепли неоднородна, и не все эти звезды имеют одинаковую светимость при одинаковом периоде.) Полученный Шепли вариант зависимости период-светимость был в употреблении более 30 лет и привел к подлинной революции в астрономии. Была доказана внегалактическая природа спиральных туманностей, установлено положение Солнца в Галактике. К концу 1940-х годов стали накапливаться данные, требующие пересмотра зависимости Шепли. Рекомендую прочитать интересный рассказ об этом периоде в лекциях В.Бааде "Эволюция звезд и галактик", опубликованных в 1966г. на русском языке. Вкратце наиболее существенный аргумент в пользу пересмотра зависимости сводился к тому, что при принятой форме зависимости и наблюдаемых видимых величинах цефеид в галактике M 31 в ней должны были, при достигнутых предельных величинах при фотографировании на 5-м телескопе, наблюдаться и звезды типа RR Лиры, но они оставались недоступными для наблюдений. (В ту пору для всех звезд типа RR Лиры принимали абсолютную фотографическую величину 0m.0, так что для определения модуля расстояния этих звезд оказывалась ненужной даже единственная операция вычитания.) Был сделан вывод о необходимости придания к нуль-пункту зависимости Шепли для цефеид поправки в -1m.5 (это значит, что при данном периоде мы считаем цефеиды более яркими) или придания к абсолютным величинам звезд типа RR Лиры поправки в +1m.5. Поправка порядка 1m очень существенна. Цефеиды - основное орудие в деле установления шкалы расстояний во Вселенной. Именно цефеиды, достаточно яркие звезды для фотометрического изучения в галактиках, уже настолько удаленных, чтобы красное смещение за счет расширения Вселенной превзошло пекулярные скорости, используются для определения постоянной Хаббла, для калибровки других критериев расстояния. Очевидно, ошибка в светимости цефеид в 1m ведет к ошибке в расстояниях в  = 1.58 раза; во столько же раз
будет ошибочной постоянная Хаббла в формуле сDl/l=Hr
- основной формуле, устанавливающей шкалу расстояний во Вселенной.
В качестве примера приведем современный вариант зависимости период-светимость, выведенный Л.Н.Бердниковым и др. в 1996г.
Вариант зависимости период-светимость, представленный на графике (рис. 2.3), предложили в 1968г. А.Сэндидж и Г.Тамманн. Из рисунка видно, что дисперсия зависимости не очень мала. Важный вопрос - является ли эта дисперсия реальной или она связана с ошибками наблюдений. Этот вопрос еще в 1958г. Сэндидж исследовал теоретически. Он исходил из того, что зависимость период-светимость была бы "ниточной", если бы полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела была бесконечно узкой по цветовой координате. Так как полоса нестабильности не перпендикулярна оси абсцисс на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, а наклонна, должна существовать зависимость период-цвет. А поскольку полоса нестабильности имеет конечную ширину, дисперсия обеих зависимостей, период-светимость и период-цвет, должна быть реальной. Представление о достаточно простых выкладках, иллюстрирующих рассуждения Сэндиджа и основанных на приведенной выше формуле (2.2), можно найти в книге "Пульсирующие звезды" из пятитомной серии монографий (стр. 82); там же приведены ссылки на работы, где выкладки воспроизведены в более полном виде. Попытки вывести зависимость период-светимость-цвет из наблюдений предпринимали многие исследователи. Выяснилось, однако, что коэффициент при показателе цвета в этой зависимости определяется ненадежно и плохо воспроизводится от одного исследования к другому. Хотя никто не отрицает справедливости рассуждений Сэндиджа, на практике для определения расстояний во Вселенной предпочитают пользоваться традиционной зависимостью период-светимость, без цветового члена. Зависимость период-светимость позволяет установить положение цефеиды в пространстве. Классические цефеиды отличаются высокой степенью концентрации к плоскости Млечного Пути. Среднее абсолютное значение Z-координаты цефеид составляет около 65 пк. В конце 1940-х гг. именно изучение распределения цефеид по Z-координате дало Б.В.Кукаркину важный аргумент в пользу необходимости выделения цефеид сферической составляющей в отдельный тип. Он нашел, что звезды с Z-координатой, превышающей по модулю 1000 пк, должны были бы, при известной концентрации цефеид к галактической плоскости, встречаться не чаще чем одна на 20000, однако таких звезд было известно более 50 - одна из девяти. Тогда же Кукаркин пришел к выводу, что цефеиды плоской составляющей обладают более высокой светимостью. Что касается распределения цефеид в плоскости Галактики, то связь со спиральными ветвями более четко выявляется для цефеид с большими периодами. Цефеиды со сходными характеристиками (скажем, близкими периодами; как мы увидим далее, это говорит о близком возрасте) образуют в пространстве группировки размерами 200-1000 пк, обрисовывая выделенные Ю.Н.Ефремовым звездные комплексы, являющиеся, по-видимому, массивными группами звезд совместного происхождения. С проблемой пространственного распределения связан вопрос о членстве цефеид в звездных скоплениях. В шаровых скоплениях встречаются цефеиды, но это цефеиды сферической составляющей, о них мы будем говорить в последующих лекциях. Еще в середине 20-го века было распространено мнение, что в рассеянных скоплениях переменные звезды не встречаются вообще (П.Н.Холопов вспоминал, как основоположники отечественной школы исследователей переменных звезд П.П.Паренаго и Б.В.Кукаркин относили заподозренные звезды к объектам "второго сорта", с номерами КЗП (см. главу 1), превышающими 100000, только из-за принадлежности к рассеянному скоплению - считалось, что там "настоящих" переменных звезд не бывает). Это мнение бытовало несмотря на то, что еще в 1920-е гг. П.Дойг указал, что цефеиды U Sgr и S Nor лежат в рассеянных скоплениях M 25 и NGC 6087, соответственно. Впервые вопрос о реальности физической связи цефеид со скоплениями исследовал П.Н.Холопов, опубликовавший в 1956г. список 16 цефеид, проецирующихся на скопления. Холопов использовал методику "сводного скопления", то есть как бы подменил все скопления одним, приведя размеры всех скоплений к одному масштабу. Далее он вычислил вероятность случайного попадания наблюдаемого числа переменных звезд разных типов в центральный круг сводного рассеянного скопления. Для цефеид эта вероятность оказалась равной 0.00171. Холопов обнаружил также увеличение концентрации цефеид по мере приближения к центру сводного скопления, что также следует рассматривать как доказательство реальности физической связи цефеид со скоплениями. В настоящее время известны десятки цефеид - членов рассеянных скоплений. Были и случаи, когда сначала обнаруживали цефеиду, а затем выявляли скопление вокруг нее. Цефеиды - члены скоплений нередко используют для калибровки зависимости период-светимость. Присутствие цефеид в рассеянных скоплениях облегчает понимание эволюционного статуса этих звезд. (Вообще, обращение к звездным скоплениям - довольно мощный прием выяснения эволюционного места входящих в скопления звезд.) Цефеиды - это звезды, уже прошедшие стадию главной последовательности (тогда они были B-звездами) и направившиеся после этого в область красных сверхгигантов. На рис. 2.4 показаны эволюционные треки. Видно, что звезды пересекают полосу нестабильности, как правило, не один раз. Первое пересечение занимает очень мало времени (~103 лет), и цефеид на стадии этого пересечения, среди наблюдаемых объектов, должно быть мало. Следующие пересечения занимают намного больше времени. 
Из рисунка видно, что чем больше масса звезды, тем больший период имеет звезда в полосе нестабильности. Чем массивнее звезда, тем быстрее она уходит с главной последовательности и становится цефеидой. Следовательно, должна существовать зависимость между возрастом скопления (который можно определить по положению точки поворота главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела) и периодом входящих в него цефеид, означающая, в сущности, зависимость между периодом любой классической цефеиды (включая звезды поля) и ее возрастом. Такая зависимость действительно была обнаружена в середине 1960-х гг. Ю.Н.Ефремовым. Эту зависимость можно использовать для определения возраста классических цефеид, не входящих в скопления, для изучения особенностей кинематики в зависимости от возраста и т.п. Такая простая возможность определения возраста индивидуальной звезды представляется совершенно уникальной в современной астрофизике. Конкретная форма зависимости период-возраст зависит от металличности соответствующего звездного населения. Приведем для примера вариант зависимости период-возраст, предложенный Ц.Г.Цветковым (Болгария) в 1980г.
Эволюционная теория предсказывает, что при массах меньше 4 M? звезды пересекают полосу нестабильности только один раз, причем это прохождение - быстрое. Предсказание находится в согласии с наблюдаемым фактом, что при малых периодах число цефеид резко падает, хотя число B-звезд с уменьшением светимости растет. Классические цефеиды имеют характерные асимметричные кривые блеска с более быстрым подъемом и более медленным спадом. В качестве примера на рис. 2.5 показана кривая блеска звезды d Цефея, полученная в 1930-е гг. Н.Ф.Флорей при помощи визуального фотометра и демонстрирующая также высокую точность этого совершенно оставленного сейчас метода наблюдений. Амплитуда изменения блеска цефеид в синих (скажем, фотографических) лучах заметно больше, чем в визуальных (например, AV = 0.67 AB). На заре исследования цефеид это обстоятельство было правильно интерпретировано как проявление пульсаций: в максимуме блеска цефеиды имеют более высокую температуру, чем в минимуме. 
Л.Н. Бердников и его соавторы выполнили в последние годы огромный объем высокоточных фотометрических наблюдений цефеид (в основном фотоэлектрических) и собрали весьма полную компилятивную базу данных по фотометрии цефеид. Существование зависимости характерной формы кривой блеска цефеид от продолжительности периода, как уже отмечалось, впервые заметил Э.Герцшпрунг, эта зависимость так и называется последовательностью Герцшпрунга. Ее неоднократно исследовали разные авторы; отметим, в частности, исследование Б.В.Кукаркина и П.П.Паренаго 1937г. До периода в 6d кривые блеска обычно имеют гладкую форму, как мы видели для d Цефея (P=5d.37). При P~6d на нисходящей ветви зарождается горб (U Стрельца: P=6d.74 см. рис. 2.6). При дальнейшем увеличении периода горб растет и приближается к максимуму. Близ периода в 9-10 суток горб весьма велик, кривая блеска имеет иногда два почти одинаковых максимума. При еще больших периодах горб переходит на восходящую ветвь и постепенно ослабевает. Сейчас эту последовательность чаще всего связывают с соизмеримостью периодов основного тона и второго обертона при периодах основного тона около 9-10 суток, в результате чего на кривой блеска проявляются резонансные явления. 
Среди классических цефеид (тип DCEP по классификации ОКПЗ) выделяется подтип DCEPS, характеризующийся синусоидальными кривыми блеска и пониженными амплитудами переменности. Распространено, хотя окончательно и не доказано, объяснение таких звезд как пульсаторов в первом обертоне. Одно время считалось, что такие звезды преобладают при периодах в 9-10 суток, где у звезд, укладывающихся в последовательность Герцшпрунга, наблюдается переход горба на кривой блеска с одной ветви на другую. Сейчас синусоидальные цефеиды специально не связывают с указанным интервалом периодов, хотя следует признать, что на переходных периодах многие зависимости для цефеид терпят излом. Даже зависимость период-светимость иногда представляют различными формулами для периодов до 10 и свыше 10 суток. Интерпретации цефеид типа DCEPS в нашей Галактике мешает то обстоятельство, что критерии, которые позволяли бы установить моду пульсации цефеиды по наблюдательным данным, до последнего времени не были разработаны. В то же время моду пульсации сравнительно легко определить, например, для цефеид Магеллановых Облаков. В каждой из этих двух галактик цефеиды находятся практически на одинаковом расстоянии от земного наблюдателя. Зависимость период-светимость для цефеид, скажем, БМО, пульсирующих в основном тоне, будет отличаться от аналогичной зависимости для цефеид той же галактики, пульсирующих в первом обертоне: при той же светимости период "обертонной" цефеиды будет более коротким. Большое количество цефеид в Магеллановых Облаках было открыто в 1990-е годы в качестве побочного результата проекта поиска гравитационного микролинзирования OGLE. На рис. 2.8 показана зависимость среднего блеска этих цефеид (в БМО) от логарифма периода. Левую последовательность составляют цефеиды, пульсирующие в первом обертоне. 
В защищенной в 2001/2002 году на Астрономическом отделении МГУ дипломной работе И.Егорова на основе параметров кривых блеска цефеид нашей Галактики, которые были сопоставлены с аналогичными параметрами кривых блеска цефеид Магеллановых Облаков, использованных в качестве обучающей выборки, определена мода пульсаций цефеид нашей Галактики из ОКПЗ. Более 3/4 звезд типа DCEPS оказались пульсирующими в первом обертоне, что в целом подтверждает существовавшие ранее представления. В интервале периодов от 2 до 4 суток встречается немалый процент цефеид с двойной периодичностью, то есть звезд, показывающих биения двух колебаний. В ОКПЗ такие звезды отнесены к типу CEP(B). В нашей Галактике из полутора десятков цефеид типа CEP(B) только одна пульсирует в первом обертоне и во втором обертоне, а все остальные - в основном тоне и в первом обертоне (моды пульсаций отождествляют, сравнивая наблюдаемое отношение двух периодов с предсказаниями пульсационной теории). В Магеллановых Облаках звезды, пульсирующие в первом и втором обертонах, более многочисленны (в Галактике известны две звезды, AC Андромеды и V823 Кассиопеи, пульсирующие одновременно в трех модах - основном тоне, первом и втором обертонах. Это довольно короткопериодические звезды, и не до конца ясно, следует ли рассматривать их вместе с цефеидами или вместе с переменными типа RR Лиры). Исследование таких звезд дает интересную возможность определения их масс и радиусов. Линейная теория пульсаций связывает периоды основного тона (P0) и первого обертона (P1) определенными соотношениями с массой и радиусом: P0= f0 (R,M), P1= f1 (R,M). Это дает систему из двух уравнений для определения двух неизвестных, массы и радиуса.На протяжении ряда лет в связи с этим была известна проблема расхождения "эволюционных" и "пульсационных" масс: такой метод давал для цефеид массы порядка одной солнечной. После упоминавшегося выше уточнения звездных непрозрачностей проблема была снята, а "эволюционные" массы (порядка 5 солнечных для цефеид с биениями) признаны верными. Следует, однако, иметь в виду, что если линейная теория пульсаций, по-видимому, предсказывает для звезд типа CEP(B) правильные значения периодов, нелинейная теория пульсаций испытывает затруднения в объяснении причины достаточно устойчивого сосуществования пульсаций двух видов для одной звезды. Спектры цефеид в минимуме блеска мало отличаются от спектров нормальных сверхгигантов; класс светимости с увеличением периода изменяется от II до Ia, а спектральный класс становится все более поздним, от F7 до K1. В максимуме блеска спектральные классы цефеид почти не зависят от периода и заключены между F5 и F8. У цефеид с периодами, превышающими 4d, вскоре после минимума блеска наблюдается эмиссия в линиях Ca II. С ростом периода она занимает все большую долю цикла, не превышающую, однако, 0.4 периода. Важный источник информации о цефеидах - кривые лучевых скоростей. Приведенные к Солнцу скорости представляют, подобно кривой блеска, в зависимости от фазы пульсационного цикла. В случае высокоточных измерений лучевых скоростей, например, полученных по программе ГАИШ и ИНАСАН с корреляционным спектрометром ИЛС конструкции А.А.Токовинина, кривые лучевых скоростей многих звезд характеризуются малым разбросом точек, что говорит о хорошей воспроизводимости пульсационных процессов от цикла к циклу и о стабильности периода (см. рис. 2.9). В конце 1990-х годов Н.А.Горыня выявила в кривых лучевых скоростей классических цефеид закономерность, аналогичную последовательности Герцшпрунга для кривых блеска (рис. 2.7). Следует отметить, что изменения блеска - сложный процесс, вызванный изменениями как размера звезды, так и температуры ее поверхности, в то время как изменения лучевой скорости прямо связаны с изменениями линейных размеров, поэтому интерпретация последовательности форм кривых лучевых скоростей в зависимости от периода более привлекательна для теоретиков, чем интерпретация классической последовательности Герцшпрунга. Фурье-анализ кривых лучевых скоростей является также эффективным инструментом идентификации моды пульсаций и выявления всевозможных резонансов. Такие работы в последние годы активно проводит П.Москалик (Варшава). 
|