|
Главное, пожалуй, различие долгопериодических цефеид и звезд типа RR Лиры заключается в их пространственном расположении. Долгопериодические цефеиды жмутся к средней линии Млечного Пути. Это означает, что они концентрируются в экваториальной плоскости Галактики. Короткопериодические цефеиды, наоборот, разбросаны по всему небу. В пространстве они образуют нечто вроде исполинского шарового облака, окутывающего нашу звездную систему. Чтобы разобраться в причинах изменения блеска цефеид, надо обратиться за помощью к спектральному анализу. Однако в данном случае спектры цефеид не проясняют, а скорее затемняют проблему. Они свидетельствуют о фактах, которые не всегда удается хорошо связать друг с другом. На приведенном здесь рисунке показаны три кривые. Верхняя нам уже знакома — это кривая изменения блеска цефеиды (в данном случае звезды ? Орла). Средняя кривая— это график изменения лучевой скорости, то есть скорости звезды вдоль луча зрения. Ее можно измерять по смещению темных поперечных линий в спектре звезды. Для нижнего графика на вертикальной оси отложены лучевые скорости со знаком «+» (плюс) — в случае удаления поверхности звезды и со знаком «—" (минус) — в случае ее приближения. Кривые, характеризующие свойства цефеид. Нижний график является почти точным зеркальным отражением верхнего. Значит, в максимуме блеска скорость приближения звезды становится наибольшей, а в минимуме блеска звезда кажется наиболее быстро удаляющейся от нас. По спектру можно также узнать, как изменяется температура цефеид. Оказалось, что в момент максимума блеска цефеида наиболее горяча, а минимуму ее блеска соответствует и наименьшая температура. Поземным масштабам колебания температуры цефеид весьма значительны — их амплитуда достигает 1000 градусов. Как объяснить все эти факты? Было предпринято несколько попыток создать теорию переменности цефеид. В настоящее время наиболее правдоподобна гипотеза, считающая цефеиды пульсирующими звездами. Представьте себе исполинский разреженный газовый шар, который строго периодически то сжимается, то раздувается. Когда цефеида имеет наибольшие размеры, температура ее поверхности наименьшая, и звезда находится в минимуме своего блеска. Наоборот, сжимаясь, звезда разогревается, и яркость ее возрастает. По кривой лучевых скоростей можно найти, как меняется радиус цефеиды при ее пульсации. Получается, что для огромного множества цефеид их радиус изменяется на 5—10 процентов своей средней величины. Но, вопреки той картине пульсации, которую мы только что нарисовали, радиус цефеиды, вычисленный по кривой лучевых скоростей, оказывается наименьшим не в момент максимума ее блеска и наибольшим не при наименьшей яркости звезды, а в другие моменты. Чем это объясняется, пока неизвестно. Может быть, поверхность цефеид и их атмосфера пульсируют по-разному, но тогда надо найти объяснение и этому странному факту. Исчерпывающая теория переменности цефеид пока не создана. К сожалению, причины переменности других типов звезд еще менее известны. — 106 —
|