Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр Реферат

Почему меняют светимость

Причина изменения светимости цефеид — радиальные пульсации. Атмосферы цефеид то расширяются, то сжимаются. При сжатии атмосфера звезды разогревается, а при расширении охлаждается. Мы видим цефеиду наиболее яркой, когда она сравнительно небольшая, но горячая.

Пульсации цефеид проявляются не только в изменениях блеска. Для любой постоянной звезды можно определить скорость, с какой она движется вдоль луча зрения (лучевую скорость). У цефеид, как показали наблюдения, лучевые скорости меняются с тем же периодом, что и блеск: звезда пульсирует, и мы видим, как варьируют скорости атмосферных слоев относительно земного наблюдателя.

Аномальные элементы

Цефеиды также могут быть аномальными. Их не составит труда обнаружить в сфероидальных галактических группах. Светимости и периоды этих субъектов отличаются от параметров предыдущих групп. В качестве прототипа для формирования этого класса выступает звезда BL Волопаса. Есть версия, что подобные светила имеют массы около 1,5 M⊙.

Бимодальные элементы

Цефеиды могут быть бимодальными и мультимодальными. Это означает, что они пульсируют в двух и даже в более периодах. Если они между собой близки, повышается вероятность возникновения биений. Более 50% таких групп, у которых период составляет 2-4 суток, являются бимодальными.

Взаимосвязь между периодом и светимостью

В 1908 году была открыта зависимость между тем, как изменяется блеск, и какой является степень светимости объектов в Магеллановых Облаках. В 1913 году было установлено, что эти цефеиды имеют немало сходств с объектами, находящимися в окрестностях Солнца, так что зависимость, открытая ранее, почти везде идентична. Тогда же было введено и само обозначение термина.

С тех самых пор происходило неоднократное уточнение параметров этой зависимости. Так, в 1997 году на основании сведений HIPPARCOPS удалось открыть формулу для классических объектов. В ней наблюдается взаимосвязь между средней абсолютной величиной в рамках спектрального диапазона и периодом пульсации в сутки. Наряду с этим в 1996 году удалось получить информацию о взаимосвязях между различными диапазонами.

Данных, казалось бы, является достаточно для того, чтобы сделать конкретные выводы. Тем не менее, периоды и величины звёздного типа не могут полностью соответствовать рассматриваемой зависимости. На неё оказывает существенное влияние положение цефеиды в рамках полосы нестабильности, которое можно выразить посредством показателя цвета. В 2007 году удалось изобрести новую формулу, в которой присутствовал дополнительный показатель.

Взаимосвязь между периодом и степенью светимости можно объяснить тем, что оба эти параметра увеличиваются пропорционально возрастанию массы. Чем выше второе значение, тем дольше суммарный срок жизни группы звёзд, т. е. её возраст. Так, все приведённые параметры имеют между собой определённую взаимосвязь.

Рефераты:  Особенности и проблемы банковского кредитования малого и среднего бизнеса в России – тема научной статьи по экономике и бизнесу читайте бесплатно текст научно-исследовательской работы в электронной библиотеке КиберЛенинка

Вспышка сверхновой звезды

Во время жизни огненного светила происходит непримиримая борьба между разнонаправленными силами. К центру звездной массы сжимает звезду изо всех сил гравитация, стараясь превратить огненный огромный шар в футбольный мячик. Термоядерные реакции, кипящие в толще звездных масс и на поверхности, стараются разорвать светило на мелкие кусочки.


В толще юной звезды запасы водорода огромны, и благодаря постоянно протекающим реакциям образования гелия из атомов водорода, силы гравитации и термоядерных реакций находятся в относительном равновесии.

Но ничто не вечно, и за пару-тройку миллиардов лет запасы водорода истощаются и некогда активная звезда стареет. Ядро становится комком раскаленного гелия, по краям которого выгорает водород. В предсмертных конвульсиях догорают последние запасы водорода и вот уже небесное светило не в силах противостоять собственной гравитации.

Звезда сжимается и уменьшается в несколько сотен тысяч раз. И единовременно практически весь запас звездной энергии высвобождается наружу. Последний вздох умирающей звезды – яркая вспышка взрыва , что в летописях и трактатах наблюдатели-астрономы описывают как рождение сверхновой.

Взрыв неимоверной мощи по яркости превосходит светимость целой галактики, а тяжелые элементы космический ветер разносит по межзвездному пространству. Из остатков звезды образуются новые планеты в звездных системах, расположенных в сотнях световых лет от места, где произошла космическая трагедия.

Железо, алюминий и другие металлы на нашей планете – и есть остатки некогда погибшей сверхновой звезды. После взрыва звезда превращается в нейтронную звезду или черную дыру, в зависимости от ее первоначальной массы. Процессы, происходящие на поверхности звезды, описаны на странице 168 «Астрономия. 10-11 классы» под редакцией Воронцова-Вельяминова.

В зависимости от типа погибшей звезды выделяют:

При взрыве сверхновой звезда погибает навсегда, превращаясь либо в черную дыру, либо в нейтронную звезду.

Взрыв новой звезды

Взрыв новой – зрелище не менее впечатляющее (ведь светимость ничем не примечательного небесного тела увеличивается от 50 тысяч до 100 тысяч раз), но более частое. Обычно это происходит в системе из двух звезд, в которой одна планета значительно старше и в своем возрасте находится на главной последовательности или перешла в стадию красного гиганта и уже успела заполнить свою полость Роша, а вторая звезда – белый карлик.

Изображение с сайта NASA

Полученное карликом вещество формирует вокруг меньшей звезды аккреционный диск. Скорость аккреции на белый карлик – постоянная величина, и, зная параметры звезды-компаньона и отношение масс звёзд-компонентов двойной системы, это значение можно рассчитать.

Рефераты:  С чего начинается качественная стратегия и для чего она нужна в управлении продуктом? / Блог компании Hygger / Хабр

Но жадность еще никого до добра не доводила, и когда водорода вокруг белого карлика становится в избытке, происходит взрыв невероятной силы, а если масса белого карлика достигает 1.4 солнечной, происходит необратимый взрыв сверхновой.

Если подвести итог сказанному выше, новой звездой называют взрыв в результате термоядерных реакций на поверхности небольшой плотной звезды. А в результате взрыва сверхновой происходит сжатие ядра огромной звезды, по своей массе в десятки раз больше чем Солнце, с полным уничтожением окружающих звезду слоев.

И, как иногда шутят астрономы, «Мне не дано знать, был ли распят Христос за меня, но я точно уверен, что мое тело создано из остатков сотен звезд».

Известные в истории сверхновые

Крабовидная туманность, которую с помощью космических телескопов мы можем наблюдать на потрясающих воображение снимках космоса, и есть та самая таинственная сверхновая, которую описывали наблюдатели в арабских странах и Китае в 1054 году.

Но такое везение выпало не только на долю древних астрономов.

В феврале 1987 года астрономы зафиксировали яркую вспышку в Большом Магеллановом Облаке – галактике, расположенной всего в 168 тысячах световых лет от Солнечной системы. Поскольку это была первая сверхновая, которую зафиксировали в 1987 году, она получила название – SN 1987A.


Любителям астрономии в южном полушарии повезло. Несколько недель яркое небесное тело с блеском 4-звездной величины было доступно для наблюдения невооруженным глазом.

Это была первая сверхновая на таком близком расстоянии, которая взорвалась после изобретения телескопа. И благодаря современному оборудованию ученые смогли изучить фотометрические и спектральные характеристики, и вот уже более тридцати лет астрономы наблюдают за превращением сверхновой в расширяющуюся газовую туманность.

Где их можно найти

Сейчас в нашей Галактике известно несколько сот цефеид, еще несколько тысяч обнаружены в других галактиках. Благодаря цефеидам астрономы научились определять расстояния до других галактик. Не случайно цефеиды называют маяками Вселенной.

Цефеиды — сравнительно молодые звезды, в Галактике они заметно концентрируются к ее плоскости и встречаются в рассеянных звездных скоплениях. А вот весьма многочисленные звезды другого типа пульсирующих переменных, звезды типа RR Лиры, в своем большинстве принадлежат к числу самых старых звезд.

Их концентрация в галактической плоскости незначительна, зато этих звезд очень много в направлении на центр Галактики и в некоторых шаровых звездных скоплениях, являющихся самыми старыми известными в Галактике образованиями (их возраст превышает 10 млрд. лет).

Значение феномена в астрономической науке

Ввиду описанной выше взаимосвязи между периодом и светимостью цефеиды являются стандартными свечами. То есть, как уже отмечалось, они нередко используются в процессе определения расстояний в небе, хотя точность не всегда максимальная. Так, они играют важную роль в процессе выявления расстояний до дальних объектов и фиксации данной шкалы.

Рефераты:  Советует психолог: как бороться с неуверенностью в себе?

В 1916-1918 гг. учёным удалось впервые применять цефеиды для решения поставленной задачи. Сделали это такие эксперты, как Генриетта Ливитт и Эйнар Герцшпрунг, а также Харлоу Шепли. Сначала получилось оценить дистанции до ближайших скоплений, после этого – до более далёких объектов и их групп, в т. ч. до галактических систем.

Так, сведения об этих субъектах имеют особую важность, ведь допущение ошибок в процессе определения тех или иных параметров приводит к глобальным астрономическим проблемам.

Классификационные особенности

Многие цефеиды могут быть отнесены к одной из двух категорий. Это классические элементы, относящиеся к плоской галактической подсистеме, а также субъекты второго типа, имеющие отношение к сферической группе. Такая градация появилась в 1952 году, внедрил её Вальтер Бааде.

Классические элементы

Цефеиды классической группы представлены молодыми светилами, сконцентрированными в плоской галактической подсистеме. Их можно встретить в рамках скоплений рассеянного типа. Значения масс составляют 3-18 M⊙, а что касается абсолютных звёздных величин, они колеблются в диапазоне от -0,5 до -6 минут. Периоды, в свою очередь, зачастую находятся в интервале от 5 до 10 суток. Возраст равен 50-300 млн лет.

На самых ранних этапах своей эволюции цефеиды пребывали на главной последовательности и относились к спектральному классу B. Учёные провели над ним множество исследований, в ходе которой между уровнем периода и светимости была выяснена зависимость. Если первая отметка равна 6-20 суток, в кривых блеска не составит труда обнаружить незначительный скачок в процессе падения яркости. Связан этот феномен, в первую очередь, с наличием пульсации в двух периодах.

Методические советы

Воспользуйтесь

, чтобы закрепить теорию на практике и с пользой провести остаток урока.
#ADVERTISING_INSERT#

Механизм пульсаций

Особого внимания заслуживает механизм пульсаций цефеиды. Как правило, светила пребывают в состоянии термодинамического равновесия. Речь идёт о том, что внутреннее давление газа и собственная масса светила – уравновешены. При нарушении этого баланса происходит расширение или сжатие звезды, в итоге она стремится к возвращению к прежнему состоянию через многочисленные колебания. Период их зависит от средней плотности объекта.

Если у обычной звезды по каким-либо причинам произойдёт потеря равновесия, возникнут колебания, которые в итоге моментально затухнут. В свою очередь, наблюдение за такими объектами, как цефеиды, показало, что такие явления должны иметь какой-то источник энергии.

Каппа-механизм – основной фактор пульсации. Наряду с этим выделяют два второстепенных момента. Суть первого заключается в том, что слой ионизованного гелия характеризуется более низким температурным режимом в отличие от соседних слоёв. Данное явление получило наименование «гамма-механизм». Второй фактор – r-механизм, суть его состоит в том, что, когда звезда сжимается, происходит уменьшение её площади.

Эволюционный трек звезды массой 5 M⊙, пересекающий полосу нестабильности.
Эволюционный трек звезды массой 5 M⊙, пересекающий полосу нестабильности.

Общие характеристики

Цефеиды относятся к гигантским объектам типа F, G, K и представлены в спектральной группе. Изменение степени их блеска происходит с амплитудой, составляющей 1-2 единиц. Что касается спектрального класса, наблюдаются различные колебания в рамках минимальной и максимальной величины.

Цефеиды имеют периоды пульсаций, которые составляют 1-10 суток. Тем не менее, в ряде ситуаций эти отрезки могут быть большими. В нашей галактической группе не составит труда отыскать объекты с параметром в 125 суток. Что касается прочих галактических систем, в них такие отметки достигают 200 дней и больше. Открытие первых субъектов такого плана приходится на 1783 и 1784 годы.

Отличия новой и сверхновой

Древние наблюдатели не задумывались о том, что яркое небесное тело на небосклоне может быть итогом разных процессов. Священный трепет и невозможность заметить разницу без специального оборудования не позволяли постичь это знание. И лишь с появлением телескопов различия были обнаружены. Оказалось, что то, что мы называем новой или сверхновой звездой – это не сама звезда, а всего лишь ее взрыв.


И хотя названия похожи, процессы, происходящие при этих астрономических явлениях, имеют довольно значительные отличия.

Чтобы лучше понять, что же происходит на бескрайних просторах Вселенной, вспомним начала астрономии по учебнику «Астрономия. 10-11 классы» под редакцией Воронцова-Вельяминова.

Рождение сверхновой звезды

Современные ученые официально предсказывают, что в 2022 году невооруженным взглядом астрономы Земли смогут наблюдать за ярчайшим взрывом сверхновой. На расстоянии 1800 световых лет от нашей голубой планеты, в созвездии Лебедя, катастрофа настигнет тесную двойную систему KIC 9832227.

Пожалуй, это будет первый в истории эпизод, когда ученые-астрономы будут наблюдать, прильнув к окулярам телескопов, за катастрофой во всеоружии, однако не в силах ее предупредить. Яркая вспышка сверхновой будет видна на небе в созвездии Лебедя и Северного креста.

Физическое объяснение феномена

Есть несколько важных аспектов, которые стоит принять во внимание в обязательном порядке.

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» вселенной

… они дали самый надежный способ
определения больших расстояний.
А ведь вся история астрономии – это спор
о расстояниях. Сначала до Луны и Солнца,
затем до звезд, туманностей и галактик.

Харлоу Шепли

, астроном

Этих редких звезд в нашей Галактике насчитывается всего несколько сотен. Эти звезды ритмично меняют свою яркость с периодами в несколько десятков дней. Их прототипом является звезда Альредиф — δ Цефея, к ним же принадлежит и Полярная — α Малой Медведицы.

С помощью этих звезд с успехом оценивают расстояния до ближайших галактик на удалении до ~ 30 млн. парсек.

Звезды, сыгравшие и продолжающие играть выдающуюся роль в астрономии, звезды, раздвинувшие горизонты космоса до бескрайнего мира галактик, желтые сверх- и гипергиганты — классические цефеиды.

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр
Цефеида SU Кассиопеи в 1411 св. годах от Земли, окруженная туманностью vdB 9.
Видны темные, поглощающие свет пылевые облака. Пыль отражает свет цефеиды, придавая vdB 9 характерную голубую окраску, типичную для отражательных туманностей.
Изображение охватывает область размером около 24 св. лет.

Сегодня цефеиды одни из самых незаменимых для астрофизиков звезд Вселенной. — Они являются «стандартными свечами», — объектами с известной светимостью, при помощи которых можно фотометрическими способами точно рассчитать расстояния в космосе.

У цефеид существует четкая математическая зависимость период-светимость, которую вывела ещё в 1908 году Генриетта Ливитт, наблюдая за цефеидами в Малом Магеллановом Облаке. Из нее следует, что с чем бо́льшим периодом пульсирует цефеида, тем больше светимость звезды. А значит, сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до цефеиды, а также и до галактики в которой она находится.

А ведь в начале 20-го века астрономический мир пребывает в уверенности, что Вселенная состоит из единственной галактики — нашего Млечного Пути. Правда, в научных кругах уже активно ведутся дискуссии о расстояниях до спиральных туманностей.

Краху моногалактического мира кладет начало эстонский астроном Эрнст Эпик. — В 1922 году, исходя из соображений динамики и используя данные о вращении туманности Андромеды, он оценивает расстояние до нее в 450 килопарсек (современное значение — 772 килопарсек или 2,5 млн. св. лет).

В 1923 году Эдвин Хаббл, исследуя фотопластинки со 100-дюймового телескопа обсерватории Маунт Вилсон, определяет расстояние до туманности Андромеды уже по 36 найденным в ней переменным звездам. И хотя первые оценки составляли около 250 килопарсек, даже эти значения окончательно и однозначно подтвердили внегалактическую природу туманности.

Теперь мы рассматриваем Вселенную именно как мир галактик.

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр
Пометки Э. Хаббла на вставке в правом нижнем углу.

Сравнивая между собой различные фотопластинки, Э.Хаббл пытался найти новые — звёзды, переживающие внезапное увеличение яркости излучения. Он нашёл несколько таких звёзд и отметил их буквой «N». Чуть позже он обнаружил, что одна из открытых звёзд в правом верхнем углу (она отмечена линиями) не является новой, а представляет из себя переменную звезду типа цефеиды. Тогда он зачеркнул «N» и написал «VAR!» (англ. variable — переменная).
В правом верхнем углу — современный снимок с телескопа «Хаббл», сделанный почти 90 лет спустя.

Цефеиды — переменные звезды

Блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Так, количество выделяемой Солнцем энергии изменяется на ~ 0,1 % в течение всем известного одиннадцатилетнего солнечного цикла. Но со всей определенностью можно заявить, что Солнце — это постоянная звезда.

А вот у цефеид, которые принадлежат к обширному и разнообразному семейству переменных звезд, общее количество которых в нашей галактике уже насчитали более сотни тысяч, изменение выделяемой энергии может доходить до 600% за несколько дней.

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр
Изменение яркости цефеиды V1 в галактике Андромеда в течение 31,4-дневного цикла.
Фото телескопа «Хаббл».

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр
График изменения яркости этой же звезды. Хорошо заметен характерный для цефеид резкий подъем и плавный спад блеска.
Красные точки — наблюдения астрономов-любителей, желтые звезды — данные телескопа «Хаббл».

Иногда переменность звезд вызывается чисто геометрическими причинами. Например, в тесной двойной системе звезд просто-напросто одна звезда периодически заслоняет другую и нам кажется, что звезда становится то ярче, то тусклее.

Но чаще переменность звезд связана с их физическим состоянием, со вполне реальными изменениями поверхностной температуры и радиуса солнц. Причиной тому служат радиальные пульсации звездной атмосферы при которой частицы в ней движутся вверх и вниз по вертикали. — Атмосфера периодически сжимается и расширяется, при этом меняется поверхностная температура, светимость и радиус (до 15%) звезды. Более глубокие слои звезды эти пульсации не затрагивают.

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр
Солнце и пульсирующая цефеида в масштабе.

А почему не пульсирует, к примеру, наше Солнце? Давайте посмотрим, чем же отличаются солнцеподобные звезды и классические цефеиды.

Карлики и гиганты

Цефеиды — массивные звезды, массами 4-12 солнечных, в прошлом голубые горячие гиганты спектрального класса В.

Это короткоживущие звезды, возрастом всего около нескольких десятков миллионов лет. Они уже проэволюционировали, исчерпав водород в ядре, и передвинулись на этап выгорания гелия (водороду в нашем Солнце гореть ещё около 6,4 млрд. лет).

Теперь температуры на их поверхностях достаточно невелики, — около 6 000 градусов, что относит их к желтым и бело-желтым спектральным классам F и G (к классу G относится и Солнце).
Однако, радиусы этих сверх- и гипергигантов составляют 50-70 солнечных, а светимости цефеид превосходят солнечную в тысячи, а то и в десятки тысяч раз. Поэтому эти звезды видны со значительных, в частности, межгалактических расстояний. Не случайно цефеиды называют «маяками Вселенной».

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр
NGC 4603 с 36-ю зафиксированными цефеидами. — Одна из самых дальних галактик, в которой ещё различаются отдельные звезды. (Яркие звезды с дифракционными пиками — объекты нашей Галактики.)
Находится в 108 млн. св. лет от нас. Фото «Хаббла».

Все массивные звезды в течение своей эволюции рано или поздно проходят эпоху нестабильности (или полосу нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела). Причем, в зависимости от массы бывает, что и по нескольку раз.

Цефеиды тут не исключение — эти звезды пребывают именно в таком «смутном времени» своей жизни. — В ядре у них идет процесс выгорания гелия, при этом звезды претерпевают сложные эволюционные изменения. В зависимости от массы и возраста звезды, эти этапы нестабильности продолжаются от 10 до 350 тыс. лет. За это короткое время при пульсациях звезда выбрасывает в межзвездное пространство значительную долю своей массы и благодаря этому приходит вновь в устойчивое состояние. Можно с уверенностью заявить, что цефеидами не рождаются — цефеидами становятся.

Как однажды сказал М. Шварцшильд: «Когда звезда находится в полосе цефеид, она напоминает человека, больного корью. Если человек болен, то это по нему видно с первого взгляда, однако после выздоровления уже нельзя сказать, болел он когда-нибудь корью или нет».

Так почему же они пульсируют?

Астрофизики долго не могли обнаружить причины таких пульсаций. Ведь звезда находится в равновесии двух сил — внутреннего давления газа и силы тяжести. Если такую систему вывести из равновесия, то без притока энергии свободные колебания в ней быстро затухнут и система опять придет к равновесию. Расчеты показывают, что звезде достаточно совершить 5-10 тыс. колебаний (это около 100 лет), чтобы прийти к равновесию. Однако та же дельта Цефея, открытая ещё в 1784 году, пульсирует с неизменной силой.

Что же заставляет пульсировать звездную атмосферу, если энергия от ядерного синтеза вырабатывается глубоко в недрах, а в самой атмосфере нет источников энергии? Ведь период пульсации цефеиды — это тот важнейший параметр, зная который, можно определить расстояние до этой звезды.

У звезд наподобие нашего Солнца, — плотных карликов, перенос энергии у поверхности осуществляется за счет конвекции — простого перемешивания вещества. — Холодные слои опускаются, горячие, подогреваемые снизу энергией от ядра, поднимаются.

Поверхностная гравитация у карликов велика, вещество вблизи атмосферы у них плотное и малопрозрачное и другим способом энергию на поверхность не вынести.

У гигантов же все наоборот — верхние слои разреженные и прозрачные, вследствие чего энергия выносится на поверхность за счет лучистого переноса (переизлучаясь от одной частицы к другой.)

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр

Теперь представим себе ситуацию, когда у гиганта какой-то тонкий газовый слой в фотосфере (нижняя часть атмосферы) теряет свою прозрачность с повышением температуры. Что тогда происходит? — При сжатии звезды, излучение, идущее из ее недр к поверхности, упирается в этот малопрозрачный горячий слой. При этом энергия разогревает его ещё больше и слой, как любой нормальный газ, расширяется. Расширяясь, он охлаждается и теряет непрозрачность. Энергия вырывается наружу и теперь сила тяжести преобладает над давлением газа — звезда снова сжимается. И так по кругу.

Такой механизм пульсации звездной атмосферы получил название «клапанного механизма» (по аналогии с тепловым двигателем, где отток тепла при сжатии осуществляется при помощи клапанов.)

Другое распространенное название этого механизма — каппа-механизм, поскольку непрозрачность звездного вещества в астрофизике обычно обозначают греческой буквой κ (каппа).

Основную роль в этом механизме играет так называемая зона двукратной критической ионизации гелия. Это та зона, в которой в течение цикла пульсаций гелий то ионизируется до «голого» ядра, то вновь рекомбинирует до однократно ионизованного состояния. (Важным свойством гелия здесь является то, что однократно ионизированный — он намного прозрачнее, чем когда у него оторвали все два электрона). При сжатии температура повышается, и чем больше гелий нагревается, тем больше ионизируется. На это уходит энергия, которая, таким образом, задерживается в этом слое. При последующем расширении гелий рекомбинирует (присоединяет электрон и становится однократно ионизированным), энергия высвечивается и уходит из зоны наружу.

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр
Принцип «κ -механизма».
Красными стрелками обозначена энергия, идущая из недр звезды, синими — сила тяжести.

В 1950-е годы С.А.Жевакин, советский физик, развивший идею «клапанного механизма» Эддингтона, открыл тот конкретный вариант κ -механизма, который ответственен за пульсации переменных звезд многих типов, в частности, цефеид, переменных типа RR Лиры и многих других.

Почему ошибся Э. Хаббл?

Если классические цефеиды такие точные дальномеры, что при определении расстояний даже до далеких галактик погрешность составляет порядка 15-20%, то почему же у Э. Хаббла с туманностью Андромеда она составила 300%?

Прежде к цефеидам относили без разбору все звезды, сходные с цефеидами по морфологии кривой блеска. Астрономы обнаружили разницу только в 1940-х годах, когда стало понятно, что даже настоящие цефеиды делятся на два совершенно разных подтипа звезд: цефеиды типа I — наши классические цефеиды и цефеиды типа II или переменные типа W Девы. Светимость последних в несколько раз меньше, чем у классических. Переменные типа W Девы или цефеиды шаровых скоплений хоть и близки по характеристикам к классическим цефеидам, но имеют несколько другие параметры и периоды пульсаций.

В 1918 г. Х.Шепли, известный исследователь переменных звезд, ревизовал зависимость период-светимость и включил все повально цефеиды в единую калибровку. (Сегодня мы знаем, что выборка Шепли была неоднородна, и не все эти звезды имеют одинаковую светимость при одинаковом периоде). Так что Хаббл, глядя на классические цефеиды туманности Андромеды, применил к ним совсем не те формулы, какие требовались, отчего и вышла такая систематическая ошибка с расстоянием.

Сколько «ждать у моря погоды»?

Наши классические цефеиды считаются долгопериодическими переменными. Периоды их пульсаций достигают 200 дней. У цефеид типа II — до 35 дней.

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр
Цефеиды разных периодов в галактике NGC 5584 в 70 млн. св. лет.
Фото «Хаббла» в УФ, видимом и ИК-диапазонах.

Периоды классических цефеид зависят не только от их масс, но и от возраста — по мере эволюции цефеиды её период уменьшается: для возраста ~10 млн. лет период составляет около 50 суток, а для возраста ~100 млн. лет — порядка суток.

Яркая иллюстрация этой зависимости — наша старенькая Полярная звезда (α Малой Медведицы) возрастом 60 млн. лет и периодом 3,97 суток. В конце 1980-х гг. было замечено явное уменьшение амплитуды ее пульсаций. Ожидалось, что к середине 1990-х гг. Полярная и вовсе перестанет быть цефеидой. Если бы Полярная прекратила пульсировать, то это был бы первый обнаруженный случай прекращения пульсаций цефеиды.

Впрочем, данные последних лет показывают, что уменьшение амплитуды пульсаций Полярной резко остановилось около 1993 г., и с тех пор амплитуда изменений ее блеска не меняется.

Определение постоянной Хаббла

Задача определения постоянной Хаббла на сегодняшний день остается весьма острой, поскольку от ее значения зависят и масштабы Вселенной, и ее средняя плотность, и возраст. — Константа Хаббла указывает на скорость, с которой расширяется Вселенная, от изначального «Большого взрыва», с какой скоростью непрерывно возрастают расстояния между скоплениями галактик.

Для одного из методов измерения постоянной Хаббла требуется знать расстояния до галактик (эта величина входит в закон Хаббла). На помощь, конечно же, приходят цефеиды. Требуются звезды, расположенные в отрезке от ~12 до ~100 млн. св. лет. — На более дальних расстояниях цефеиды уже не различаются, а ближе 12 млн. св. лет в нашей Местной группе галактик над законом расширения Вселенной преобладает гравитация. Поэтому в качестве объекта исследований по цефеидам удобно использовать ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы.

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр
Изменение блеска одной из цефеид в галактике М100, входящей в состав скопления Девы в 56 млн. св. лет.

На расстояниях превышающих ~100 млн. св. лет используют более дальнобойные «стандартные свечи» — сверхновых типа Ia, которые видны на расстоянии до ~ 1 млрд. парсек.
Калибруют их опять-таки по цефеидам той же галактики, в которой вспыхнула сверхновая.

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр
Галактика UGC 9391 в ~ 130 млн. св. лет.
Цефеиды — красные кружки, недавно вспыхнувшая сверхновая типа Ia — голубой крестик.

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр
Галактика NGC 3021 в 92 млн. св. лет.
Зелёными кружками отмечены цефеиды, красным — место вспышки сверхновой SN 1995al.

На данный момент постоянная Хаббла, измеренная фотометрическими методами с помощью цефеид и сверхновых, наблюдаемых с телескопа «Хаббл» составляет около 73 (км/с)/Мпк (это значит, что если два тела находятся на расстоянии в один миллион парсек (3,2 млн. св. лет), то между ними происходит расширение пространства с таким темпом, что наблюдателю на одном из тел кажется, будто другое тело удаляется от него со скоростью 73 километров в секунду.)

Это больше на 7-8 %, чем определено по параметрам реликтового излучения — 67,4 (км/с)/Мпк. Причины такого большого расхождения пока неясны и точное значение постоянной Хаббла пока опять остается под вопросом.

Однако фотометрические данные со спутника «Gaia» дают результаты в 69 км/с/Мпк. Так что же, данные с телескопа «Хаббл» неверны? — Не будем забегать вперед. Более точные выводы можно будет сделать после публикации третьего каталога «Gaia», в котором будет учтена переменность самих цефеид.

Ну и в заключение, давайте полюбуемся на самую красивую цефеиду Млечного Пути — RS Кормы в окружении своей туманности.

Звезда в десять раз массивнее Солнца и приблизительно в 15 тысяч раз ярче.

Цефеиды — звездные «верстовые столбы» Вселенной / Хабр

Благодаря окружающей звезду отражательной туманности был обнаружен астрономический феномен – эффект светового эха. Этот эффект очень похож на звуковое эхо. Во время вспышки какая-то часть света сразу доходит до глаз наблюдателя, а какая-то часть задерживается в веществе туманности и достигает его спустя некоторое время. Из-за этого возникает геометрическая иллюзия того, что газовое облако расширяется со сверхсветовой скоростью. Эффект светового эха позволил в 2008 году очень точно измерить расстояние до RS Кормы — 6 500 св. лет.

Световое эхо цефеиды RS Кормы.

Чем полезны

Измеряя переменность блеска цефеиды и ее лучевой скорости, можно довольно точно определить размеры звезды и их изменения в ходе пульсаций. Ученым удалось определить взаимосвязь периода переменности цефеид и их светимости: чем больше период переменности, тем больше энергии цефеида излучает в пространство за единицу времени.

Зная период цефеиды, можно определить и ее возраст. В 60-е гг. XX в. советский астроном Ю. Н. Ефремов установил: чем больше период цефеиды, тем она моложе. Однако не следует думать, что блеск любой пульсирующей переменной звезды меняется строго периодически.

Эволюционные характеристики

В процессе эволюции светила наблюдается изменение его параметров, собственно, как и положение на графиках. Когда вследствие процессов синтеза в недрах светил заканчивается водородное вещество, происходит увеличение в размерах и охлаждение. В итоге объекты сходят с основной последовательности и переходят к категории субгигантов.

Затем звезда превращается в красный гигант, и, если она имеет достаточно большую массу, гелий вступает в термоядерную реакцию, происходит это нередко. В итоге светило встаёт на «голубую петлю». Исходя из значения массы, в этом месте оно может пересечь полосу нестабильности порядка двух раз и располагаться на ней дольше, нежели в рамках первого прохождения.

Что касается объектов такого типа, как цефеиды второй группы, они представляют собой звезды с низкой массивностью. Эволюция их протекает другим способом. Можно выделить три основных подкласса, соответствующих разным стадиям процесса. После загорания гелия в ядре звезды, она переходит на ветвь, где светимости одинаковы, а температурные отметки зависят от массы и металличности. Также наблюдается пересечение горизонтальной ветви с пососой нестабильности, здесь же появляется пульсация.

В случае попадания светила на часть, где наблюдается высокая температура, пульсации не возникнет. После того как запасы гелия в ядерной части иссякнут, случится расширение с последующим охлаждением, а также попадание на асимптоматическую ветвь гигантов.

Период светила имеет тесную и непосредственную взаимосвязь не только со светимостью, но также с его положением в рамках полосы нестабильности. При условиях идентичности светимостей холодная звезда имеет внушительный период пульсаций в отличие от объекта горячего типа.

Элементы второго типа

Они включают старые светила, которые, как уже отмечалось, имеют прямое и непосредственное отношение к сферической подсистеме. Встретить их можно преимущественно в шаровых скоплениях. Зависимость такого плана является единой в отличие от классических групп. Дело в том, что при одинаковых первых значениях они в 4 раза тусклее классических групп.

Что касается абсолютных звёздных величин, которые имеют цефеиды, они пребывают в диапазоне от 0 до -3 m, периоды при этом равняются 12-28 суток. Измерение масс осуществлялось исключительно косвенно, на базе пульсаций. Есть предположение, что они равны 0,5-0,8 M⊙. Возрастные характеристики превышают 10 миллиардов лет.

Цефеиды такого плана имеют деление на три подкласса. Это переменные, относящиеся к типам BL Геркулеса, W Девы и RV Тельца. Последний подкласс имеет своё деление в зависимости от постоянства или переменчивости светимости. В прошлом, когда деление на подклассы отсутствовало, термины «переменные объекты W Девы» и «объекты второго типа» были взаимозаменяемыми.

Оцените статью
Реферат Зона
Добавить комментарий