Цефеиды

Ц. получили свое название от переменной звезды Цефея, одной из первых двух звезд (другой была Орла), переменность к-рых была открыта англ. астрономами-любителями Дж. Гудрайком и Э. Пиготтом в 1783-84 гг. Часто их называют также долгопериодическими Ц., чтобы отличить от звезд типа RR Лиры, т.н. короткопериодических Ц.

Обычно Ц. делят на две большие группы - классич. Ц. (принадлежащие к плоской составляющей Галактики) и звезды типа W Девы (Ц. сферич. составляющей). Характеристики изменения блеска похожи у обеих групп, однако классич. Ц. обычно встречаются в молодых рассеянных звездных скоплениях, т.е. это - молодые звезды, а Ц. сферич. составляющей встречаются в старых шаровых звездных скоплениях, и светимость их примерно в 4 раза меньше, чем у классич. Ц.

Кривые блеска в желтых лучах (V), показатели цвета (B-V) и лучевой скорости (vr) классической цефеиды U Стрельца. По оси абсцисс отложена фаза, выраженная в долях периода и отсчитываемая от момента максимума блеска. Период P равен 6,74 сут.

Ц. представляют собой интерес прежде всего благодаря существованию у них зависимости период-светимость, к-рая делает эти звезды наилучшими "вехами" при определении внегалактич. расстояний (см. Период-светимость зависимость). Существование этой зависимости обнаружила Г. Ливитт (США) в 1908 г. при изучении переменных звезд в близких карликовых галактиках - Магеллановых облаках; в 1913 г. дат. астроном Э. Герцшпрунг установил, что эти звезды тождественны Ц. из окрестностей Солнца, и впервые определил нуль-пункт зависимости период-светимость (т.е. светимость Ц. при определенном периоде). По установленному периоду находят светимость звезды, а затем и расстояние до нее, если измерен поток излучения от звезды. Вид зависимости период-светимость затем уточнил Х. Шепли (США), к-рый с ее помощью вперые установил гигантские размеры нашей Галактики и обнаружил также, что Солнце расположено на ее краю (1916 г.). В 1925-26 гг., применив к Ц., обнаруженным в Туманности Андромеды, эту зависимость, Э. Хаббл (США) смог определить ее расстояние и установить, что она, подобно многим другим туманностям, раположена далеко за границами Млечного Пути и явл. самостоятельной галактикой, подобной нашей.

Из-за удаленности ц. отСолнца определение светимости Ц. представляет очень трудную задачу, от успешного решения к-рой зависит вся шкала расстояний во Вселенноц (см. Расстояния до космических объектов). Проблема приобрела особую остроту после 1952 г., когда У. Бааде (США) после изучения Туманности Андромеды на 5-метровом телескопе пришел к выводу, что классич. Ц. на 1,5^m ярче, чем это принималось после работ Шепли. Это означало удвоение расстояний до галактик. В 1956 г. началось изучение Ц. в рассеянных скоплениях (таких звезд известно в Галактике ок. двух десятков), расстояния до к-рых и светимость входящих в них звезд можно определить достаточно точно. Подтвердилась, в общем, точка зрения Бааде, хотя не исключено, что он на 0,5^m преувеличил светимость Ц. Решение проблемы зависит теперь от определения шкалы расстояний рассеянных скоплений.

Изучение Ц. в рассеянных скоплениях позволило сделать вывод, что они представляют собой проэволюционировавшие массивные звезды (спектр. класса B) главной последовательности. По мере увеличения возраста скопления все менее массивные звезды покидают главную последовательность и становятся Ц. со все меньшим периодом. Поэтому у Ц. должна существовать и зависимость период-возраст, причем Ц. с периодом P=50 сут имеют возраст ок. 10⁷ лет, а с P=1 сут - ок. 10⁸ лет. Такого рода зависимость, предсказанная теорией, была действительно обнаружена; стало понятно и сходстводвижений и распределения в пространстве Ц. и звезд класса B. Расчеты эволюции массивных звезд показывают, что после ухода с главной последовательности звезды описывают на диаграмме цвет-светимость широкие петли; всякий раз при достижении звездой определенной темп-ры в ней включаеся механизм пульсац. нестабильности и звезда становится Ц. (см. Эволюция звезд). Вытекающие из этой теории характеристики Ц. (зависимость период-светимость, период-возраст, распределение по периоду, времени жизни в разных стадиях и т.д.) находятся в хорошем согласии с наблюдениями.

Ф. шаровых скоплений (типа W Девы) соответствуют, по-видимому, поздним стадиям развития звезд с массой ок. 1,5, тогда как массы классич. цефеид, как слеудет из теории, заключены в пределах 3-12 и должны расти с периодом. К сожалению, прямые определения масс отсутствуют, т.к. необходимые для этого данные об углах наклона орбит неск. двойных систем, содержащих Ц., неизвестны.

Лит.:
Мартынов Д.Я., Курс общей астрофизики, 3 изд., М., 1979; Каплан С.А., Физика звезд, 3 изд., М., 1977; Пульсирующие звезды, М., 1970; Ефремов Ю.Н., В глубины Вселенной, 2 изд., М., 1977.

(Ю.Н. Ефремов)