Цефеїда

Цефеї́да (від назви зорі δ Цефея) — назва класу пульсуючих змінних зір (гігантів та надгігантів) спектральних класів F5-F8 (у максимумі блиску) з амплітудами від кількох сотих до 2,0m та періодами коливання від 1 до 135 діб.

Причиною змінності цефеїд є пульсація зовнішніх шарів зорі. Це призводить до періодичної зміни температури та радіусу. Найбільша світність приблизно відповідає моменту найшвидшого розширення зоріЮ. А. Фадеев Пульсации звезд Природа август 2006 г. . Зміна розміру цефеїд може сягати кількох радіусів Сонця.

Історія 10 вересня 1784 року Едвард Піготт виявив змінність η Орла, першого відомого представника класу класичних змінних цефеїд. Змінність Дельта Цефея виявив Джон Ґудрайк кількома місяцями пізніше і від неї походить назва типу. До кінця 19 століття кількість подібних змінних зросла до кількох десятків, і їх виділили в окремий тип. Більшість цефеїд були відомі завдяки характерним формам кривих блиску зі швидким зростанням яскравості та горбом, але деякі з симетричнішими кривими блиску були знані як Близнюки на честь прототипу ζ Близнят.

1908 року Генрієтта Свон Лівітт виявила 1777 змінних зір у Малій Магеллановій Хмарі. Для 16 з них вона визначила періоди змінності; виявилося, що яскравіші зорі мають довший період. Враховуючи велику відстань до Магелланової хмари (порівняно з розмірами самого об'єкта), ці досліди було інтерпретовано як залежність світності (а не лише видимої зоряної величини) від періоду. Тоді ще не було достеменно відомо, що відкриті зорі є цефеїдами. На це вперше звернув увагу Ейнар Герцшпрунг 1913 року. Він же висунув ідею про використання цієї залежності для визначення космічних відстаней. Він визначив паралакси тринадцяти цефеїд, обчислив відстані до них і, таким чином, побудував першу шкалу міжзоряних відстаней. Пізніше його результати було переглянуто, а розрахунки уточнено.

На початку 20 століття не існувало єдиного консенсусу щодо форми і розмірів Всесвіту, а також того, чи є наша Галактика єдиним великомасштабним об'єктом у Всесвіті (так звана теорія «острівного Всесвіту», ) чи існують інші подібні їй. Кульмінацією цих суперечок був Великий диспут, який відбувся 1920 року. Йому передувала значна кількість досліджень, мета яких полягала у вимірюванні форми та розмірів Чумацького Шляху. 1918 року Гарлоу Шеплі, який був прихильником теорії «острівного Всесвіту», застосував цефеїди, щоб оцінити розмір і форму Чумацького Шляху та розміщення Сонця в ньому. 1924 року Едвін Габбл виявив цефеїди в галактиці Андромеди, до того часу відомій як «Туманність Андромеди», визначив відстань до них і показав, що ці зорі не є об'єктами Чумацького Шляху. Відкриття Габбла вирішило питання, яке ставилося у «Великій дискусії» про те, чи являє собою Чумацький Шлях весь Всесвіт, чи це лише одна з багатьох галактик у Всесвіті.1929 року Габбл зіставив швидкість віддалення 23 галактик (за спектральними вимірами Весто Слайфера) із відстанями до них, які він визначив за цефеїдами. Його результати надійно підтвердили розширення Всесвіту, яке за два роки до того передбачив Жорж Леметр із простіших міркувань. У середині 20-го століття стали помітні проблеми з астрономічною шкалою відстаней, які привели до висновку, що цефеїди є неоднорідною групою об'єктів із досить різними властивостями. У 1940-х роках Вальтер Бааде розділив популяцію цефеїд на дві: класичні цефеїди та цефеїди типу II . Фундаментальне відкриття Бааде збільшило відстань до M31 удвічі та призвело до перегляду шкали міжгалактичних відстаней. Змінні типу RR Ліри, які тоді називали «короткоперіодичними цефеїдами» або «змінними скупчень», також досить швидко виділили в окремий клас змінності.

Механізм пульсації цефеїд в узагальненому вигляді (як теплової машини) запропонував 1926 року Артур Стенлі Еддінгтон (який багато писав про динаміку цефеїд), але лише в 1953 році запропонував конкретний механізм пульсацій, який зараз називають каппа-механізмом.

Характеристики Цефеїди є гігантами і надгігантами спектральних класів F, G і раннього K. Їхній блиск змінюється з амплітудою від кількох сотих до 2m (у смузі V) із періодом від 1 до 135 діб, а спектральний клас — від F5—F8 у максимумі до F7—K1 у мінімумі. Максимуми блиску, температури і швидкості розширення цефеїд майже збігаються, проте не припадають ні на максимум, ні на мінімум радіуса. Криві блиску цефеїд вирізняються доволі швидким зростанням яскравості та повільнішим спадом .

Характерні періоди пульсацій добре вивчених цефеїд становлять від 1 до 45 діб, однак трапляються цефеїди і з довшими періодами пульсацій. У нашій Галактиці трапляються цефеїди з періодом 125 діб, а в інших галактиках (зокрема, в Магелланових Хмарах) відомі об'єкти з періодами більше 200 діб, що мають усі ознаки цефеїд.

Криві блиску змінних зір типу RR Ліри мають деяку схожість із кривими блиску цефеїд, і з цієї причини в минулому для зір типу RR Ліри застосовувався термін «короткоперіодичні цефеїди». Однак між цефеїдами і зорями типу RR Ліри є і фундаментальніші фізичні відмінності, крім періодів, тому такий термін вважається некоректним і більше не використовується.

Класифікація

Більшість цефеїд можна віднести до одного з двох типів: до класичних цефеїд, що належать до плоскої підсистеми Галактики та зоряного населення I, або до віргінід, що належать до сферичної підсистеми Галактики та населення II. Цей поділ цефеїд на два класи запровадив Вальтер Бааде в 1952 році. Він виявив, що не всі цефеїди підпорядковуються єдиній залежності період — світність і з'ясував, що деякі відстані, визначені на той час цим методом, виявилися хибними: приміром, оцінка відстані до Галактики Андромеди була занижена вдвічі.

Класичні цефеїди

Це старі зорі населення I, які концентруються в плоскій підсистемі Галактики та, як правило, трапляються в розсіяних зоряних скупченнях. Ці цефеїди мають масу 3-18 , абсолютні зоряні величини від −0,5m до −6m і періоди, що найчастіше лежать в інтервалі 5-10 діб, а їхній вік становить 50-300 мільйонів років. На початкових стадіях еволюції, коли ці зорі перебували на головній послідовності, вони мали спектральний клас B. Цей тип цефеїд добре вивчений і має досить точно визначену залежність період — світність, і, як правило, застосовується для визначення відстані. Прикладами класичних цефеїд є η Орла та δ Цефея — перші з відкритих цефеїд узагалі, а також Полярна зоря — вона є найближчою до Землі цефеїдою, хоча 2011 року її блиск змінювався з амплітудою лише 0,06m.

Криві блиску класичних цефеїд характеризуються швидким підйомом та повільнішим спадом. Для періодів, менших 6 діб вони гладенькі. У зір із періодом близько 6 діб на спаді кривої з'являється опуклість. Зі збільшенням періоду опуклість перетворюється на горб та наближається до максимуму; у цефеїд із періодами близько 9—10 діб горб розташований поблизу максимуму блиску, що може призвести до наявності двох максимумів. У цефеїд із періодом понад 10 діб горб «переповзає» через максимум і спостерігається вже на підйомі кривої блиску. Пояснюють це явище або пульсацією у двох періодах із резонансом 1:2, або відлунням від самих пульсацій. В англійській літературі такі цефеїди називають bump cepheids (дослівно — «горбаті цефеїди»).

Віргініди

Віргініди — старі зорі популяції II, що належать до кулястої підсистеми Галактики і мають низьку металічність. Вони трапляються здебільшого в кулястих скупченнях і підпорядковуються іншій залежності період — світність, аніж класичні цефеїди: за однакових періодів віргініди тьмяніші на 1,5m — тобто, приблизно вчетверо. Абсолютні зоряні величини таких зір лежать у діапазоні від 0m до -3m, а період лежить у межах від 2 до 45 діб (зазвичай 12-28 діб). Їх вік становить понад 10 мільярдів років.

Віргініди поділяють на 2 підкласи:

змінні типу BL Геркулеса — із періодами від 1 до 8 діб; змінні типу W Діви — із періодами понад 8 діб.

Деякі дослідники разом із віргінідами розглядають також змінні RV Тельця, хоча вони перебувають на іншій стадії зоряної еволюції, і об'єднують їх у цефеїди типу II. Маси цефеїд типу II вимірювалися тільки побічно, за їхніми пульсаціями, і вважалося, що вони лежать у діапазоні 0,5-0,8 .

Аномальні цефеїди Крім двох основних типів, відомі так звані «аномальні цефеїди»: вони трапляються в карликових сфероїдальних галактиках і мають світності та періоди, які відповідають проміжним значенням між цефеїдами I типу та II типу. Прототипом для цього класу стала зоря , і, відповідно, такі зорі стали називати . Передбачається, що такі об'єкти мають маси близько 1,5 . Термін «аномальні цефеїди» застосовувався для опису цефеїд типу W Діви невдовзі після їх відкриття, але зараз у такому значенні не вживається.

Бімодальні цефеїди Бі- і мультимодальні цефеїди — зорі, що пульсують у двох або більше різних періодах. Якщо періоди близькі, то в пульсаціях цефеїд виникають биття. Близько половини цефеїд із періодами від 2 до 4 діб є бімодальними.

Зв'язок періоду і світності Однією з найважливіших особливостей цефеїд, що зумовила надзвичайно велике значення цих зір в астрономії, є залежність між періодом пульсацій та світністю зорі. Ця залежність декілька разів переглядалася та уточнювалася. Для класичних цефеїд за сучасними даними вона має вигляд:

де MV — абсолютна зоряна величина у жовтих (видимих) променях; P — період зміни блиску.

У 1908 році Генрієтта Лівітт відкрила залежність між періодом зміни блиску і світністю цефеїд у Магелланових Хмарах. Зорі там напевно перебували на однаковій відстані, а отже, їхню світність можна було порівнювати безпосередньо. 1913 року Ейнар Герцшпрунг встановив, що цефеїди в Магелланових Хмарах — такі самі, як і на околицях Сонця, і відкрита раніше залежність періоду і світності скрізь однакова. Тоді ж Герцшпрунг запровадив позначення «цефеїда» — за назвою зорі δ Цефея. Відтоді параметри залежності неодноразово уточнювалися. 1997 року емпірично, на підставі даних Гіппарокс було отримано таку формулу для класичних цефеїд:

Де  — середня абсолютна зоряна величина в спектральному діапазоні V, а  — період пульсацій у добах. Крім того, 1996 року було отримано узагальнені залежності для різних спектральних діапазонів, що мають схожий вигляд:

Де  — деякі числові параметри, які для різних спектральних діапазонів набувають значень, наведених у таблиці. Спектральний діапазонB−2,40−0,73V−2,87−1,01RC−2,97−1,30R−3,13−1,32IC−3,07−1,46I−3,18−1,60J−3,37−1,69H−3,52−1,85K−3,52−1,94 Тим часом, навіть за досить точних даних зоряні величини й періоди не ідеально вкладаються у вищевказану залежність. На неї впливає також положення цефеїди на смузі нестабільності, яке може бути виражене показником кольору. 2007 року було запропоновано таку формулу, що використовує показник кольору :

Зв'язок періоду й світності пояснюється тим, що і період, і світність цефеїди збільшуються зі збільшенням маси. Крім того, що більша маса зорі, то менший загальний термін її існування і її вік у момент, коли вона стає цефеїдою. Таким чином, усі чотири параметри виявляються пов'язаними.

Фізика явища

Механізм пульсацій

Зазвичай зорі перебувають у термодинамічній рівновазі, тобто внутрішній тиск газу в зорі та її власна вага врівноважені. Якщо вона порушується, зокрема, зоря розширюється або стискається, вона прагне повернутися до стану рівноваги і в ній починаються коливання. Період таких коливань — власний період , пов'язаний із середньою густиною зорі наступним чином:

Де  — гравітаційна стала. Наприклад, для Сонця, що має середню густину 1,4 г/см3, період становитиме трохи менше години. Можливість таких пульсацій передбачив 1879 року німецький фізик Август Ріттер, а 1894 року Аристарх Бєлопольський виявив зміни променевої швидкості цефеїд. Спочатку припускали, що ці зміни спричинені наявністю невидимих масивних супутників, але потім з'ясувалося, що вони пояснюються радіальними пульсаціями.