Переменные звезды типа Цефеид: пульсации и измерение расстояний.

Введение

Тип переменной звезды, которая пульсирует радиально.

Цефеида (Cepheid variable, /'sɛfɪɪd/, /'siːfɪ/) – тип переменной звезды, пульсирующей радиально и изменяющей как диаметр, так и температуру. Она меняет свою яркость, демонстрируя чётко определённый стабильный период и амплитуду. Цефеиды являются важными космическими ориентирами для определения галактических и внегалактических расстояний. Существует чёткая прямая зависимость между светимостью цефеиды и периодом её пульсаций. Эта характеристика классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Свон Ливитт в результате изучения тысяч переменных звёзд в Магеллановых облаках. Это открытие позволяет определить истинную светимость цефеиды, наблюдая за периодом её пульсаций. Это, в свою очередь, даёт возможность вычислить расстояние до звезды, сравнивая её известную светимость с наблюдаемой яркостью, откалиброванной по расстояниям, измеренным методом параллакса для ближайших цефеид, таких как RS Puppis и Полярная звезда. Название "цефеиды" происходит от звезды Дельта Цефея в созвездии Цефея, идентифицированной Джоном Гудриком в 1784 году. Она была первой звездой этого типа, которую удалось идентифицировать.

История

10 сентября 1784 года Эдвард Пигот обнаружил изменчивость звезды Эта Аквилы, первого известного представителя класса классических цефеид. Звезда, давшая название классическим цефеидам – Дельта Цефеи – была обнаружена как переменная Джоном Гудриком спустя несколько месяцев. К концу XIX века число подобных переменных звезд возросло до нескольких десятков, и их стали называть цефеидами как класс. Большинство цефеид были известны по характерной форме кривой блеска с быстрым увеличением яркости и наличием горба, однако некоторые с более симметричными кривыми блеска назывались Геминидами по аналогии с прототипом ζ Geminorum. Связь между периодом и светимостью классических цефеид была установлена в 1908 году Генриеттой Свон Ливитт в ходе исследования тысяч переменных звезд в Магеллановых Облаках. Она опубликовала эти результаты в 1912 году, предоставив дополнительные доказательства. Было обнаружено, что цефеиды демонстрируют изменение радиальной скорости с тем же периодом, что и изменение светимости, и первоначально это интерпретировалось как свидетельство того, что эти звезды являются частью двойной системы. Однако в 1914 году Харлоу Шэпли показал, что эта идея неверна. Два года спустя Шэпли и другие ученые обнаружили, что спектральные типы цефеид изменяются в течение одного цикла. В 1913 году Эйнар Герцспрунг попытался определить расстояния до 13 цефеид, используя их собственное движение по небу. (Впоследствии его результаты потребовали корректировки.) В 1918 году Харлоу Шэпли использовал цефеиды для установления первых ограничений на размер и форму Млечного Пути, а также на положение Солнца внутри него. В 1924 году Эдвин Хаббл определил расстояние до классических цефеид в галактике Андромеды, до того момента известной как "туманность Андромеды", и показал, что эти переменные не являются частью Млечного Пути. Это открытие Хаббла разрешило вопрос, поднятый в ходе "Великих дебатов" – представлял ли Млечный Путь всю Вселенную или был лишь одной из многих галактик во Вселенной. В 1929 году Хаббл и Милтон Л. Хумасон сформулировали закон Хаббла, объединив расстояния до нескольких галактик, определенные по цефеидам, с измерениями Весто Слайфера скорости, с которой эти галактики удаляются от нас. Они обнаружили, что Вселенная расширяется, подтверждая теории Жоржа Леметра. В середине XX века значительные проблемы с астрономической шкалой расстояний были решены путем разделения цефеид на различные классы, обладающие существенно отличающимися свойствами. В 1940-х годах Вальтер Бааде выделил две отдельные популяции цефеид (классические и типа II). Классические цефеиды – это молодые и массивные звезды I популяции, в то время как цефеиды типа II – более старые и тусклые звезды II популяции. Звезды RR Lyrae, ранее известные как переменные в шаровых скоплениях, были довольно рано признаны отдельным классом переменных звезд, отчасти благодаря их коротким периодам. Механизм звездных пульсаций как тепловой двигатель был предложен в 1917 году Артуром Стэнли Эддингтоном (который подробно исследовал динамику цефеид), но лишь в 1953 году С. А. Жевакин идентифицировал ионизированный гелий как вероятный клапан этого двигателя.

On September 10, 1784, Edward Pigott detected the variability of Eta Aquilae, the first known representative of the class of classical Cepheid variables. The eponymous star for classical Cepheids, Delta Cephei, was discovered to be variable by John Goodricke a few months later. The number of similar variables grew to several dozen by the end of the 19th century, and they were referred to as a class as Cepheids. Most of the Cepheids were known from the distinctive light curve shapes with the rapid increase in brightness and a hump, but some with more symmetrical light curves were known as Geminids after the prototype ζ Geminorum. A relationship between the period and luminosity for classical Cepheids was discovered in 1908 by Henrietta Swan Leavitt in an investigation of thousands of variable stars in the Magellanic Clouds. She published it in 1912 with further evidence. Cepheid variables were found to show radial velocity variation with the same period as the luminosity variation, and initially this was interpreted as evidence that these stars were part of a binary system. However, in 1914, Harlow Shapley demonstrated that this idea should be abandoned. Two years later, Shapley and others had discovered that Cepheid variables changed their spectral types over the course of a cycle. In 1913, Ejnar Hertzsprung attempted to find distances to 13 Cepheids using their motion through the sky. (His results would later require revision.) In 1918, Harlow Shapley used Cepheids to place initial constraints on the size and shape of the Milky Way and of the placement of the Sun within it. In 1924, Edwin Hubble established the distance to classical Cepheid variables in the Andromeda Galaxy, until then known as the "Andromeda Nebula" and showed that those variables were not members of the Milky Way. Hubble's finding settled the question raised in the "Great Debate" of whether the Milky Way represented the entire Universe or was merely one of many galaxies in the Universe. In 1929, Hubble and Milton L. Humason formulated what is now known as Hubble's Law by combining Cepheid distances to several galaxies with Vesto Slipher's measurements of the speed at which those galaxies recede from us. They discovered that the Universe is expanding, confirming the theories of Georges Lemaître. In the mid 20th century, significant problems with the astronomical distance scale were resolved by dividing the Cepheids into different classes with very different properties. In the 1940s, Walter Baade recognized two separate populations of Cepheids (classical and type II). Classical Cepheids are younger and more massive population I stars, whereas type II Cepheids are older, fainter Population II stars. RR Lyrae stars, then known as Cluster Variables, were recognized fairly early as being a separate class of variable, due in part to their short periods. The mechanics of stellar pulsation as a heat engine was proposed in 1917 by Arthur Stanley Eddington (who wrote at length on the dynamics of Cepheids), but it was not until 1953 that S. A. Zhevakin identified ionized helium as a likely valve for the engine.

Классы

Цефеиды разделены на два подкласса, которые демонстрируют заметно различающиеся массы, возраст и эволюционную историю: классические цефеиды и цефеиды типа II. Переменные Дельта Щита — это звёзды типа A, находящиеся на главной последовательности или вблизи неё, в нижней части полосы нестабильности, и первоначально их называли карликовыми цефеидами. Переменные RR Лиры имеют короткие периоды и расположены в полосе нестабильности в точке её пересечения с горизонтальной ветвью. Переменные Дельта Щита и RR Лиры обычно не рассматриваются вместе с цефеидами, хотя их пульсации возникают благодаря одному и тому же механизму ионизации гелия, известному как κ-механизм.

Классические цефеиды

Классические цефеиды (также известные как цефеиды популяции I, цефеиды типа I или переменные дельта Цефеи) испытывают пульсации с очень регулярными периодами от нескольких дней до нескольких месяцев. Классические цефеиды – это переменные звезды популяции I, масса которых в 4–20 раз превышает массу Солнца, а светимость – до 100 000 раз. Эти цефеиды являются желтыми яркими гигантами и сверхгигантами спектрального класса F6 – K2, и их радиусы изменяются на миллионы километров (~ на 25% для цефеиды I Carinae с более длительным периодом) в течение цикла пульсации. Классические цефеиды используются для определения расстояний до галактик в пределах Местной группы и за ее пределами, и служат способом установления постоянной Хаббла. Группа классических цефеид с малой амплитудой и синусоидальными кривыми блеска часто выделяется как цефеиды малой амплитуды или s-цефеиды, многие из которых пульсируют в первом обертоне.

Цефеиды типа II

Цефеиды II типа (также называемые Цефеидами II популяции) — это переменные звезды II популяции, которые пульсируют с периодами, как правило, от 1 до 50 дней. Цефеиды II типа обычно имеют низкое содержание металлов, старые (~10 млрд лет) и небольшую массу (~половина массы Солнца). Цефеиды II типа подразделяются на несколько подгрупп в зависимости от периода. Звезды с периодами от 1 до 4 дней относятся к подклассу BL Her, от 10 до 20 дней — к подклассу W Virginis, а звезды с периодами более 20 дней — к подклассу RV Tauri.

Аномальные цефеиды

У группы пульсирующих звёзд на полосе нестабильности периоды составляют менее 2 дней, что похоже на переменные RR Lyrae, но с большей светимостью. Аномальные цефеиды имеют массы, превышающие массы цефеид типа II, переменных RR Lyrae и Солнца. Неизвестно, являются ли они молодыми звёздами на "развёрнутой" горизонтальной ветке, голубыми отстающими звёздами, образовавшимися в результате передачи массы в двойных системах, или их комбинацией.

Двухрежимные цефеиды

Наблюдения показали, что небольшая доля цефеид пульсирует одновременно в двух модах, как правило, в основном и первом обертоне, изредка – во втором обертоне. Крайне малое число цефеид пульсирует в трех модах или в необычной комбинации модов, включающей более высокие обертоны.

Неопределенные расстояния

Главные неопределенности, связанные с классической и цефеидами типа II шкалой расстояний, включают: характер зависимости период-светимость в различных диапазонах длин волн, влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих зависимостей, а также влияние фотометрического загрязнения (смешения со звёздами) и изменяющегося (как правило, неизвестного) закона поглощения на расстояния до цефеид. Все эти вопросы активно обсуждаются в научной литературе. Эти нерешенные проблемы привели к тому, что значения постоянной Хаббла (определяемые по классическим цефеидам) варьируются от 60 км/с/Мпк до 80 км/с/Мпк. Со временем неопределенности уменьшились, отчасти благодаря открытиям, таким как RS Puppis. Дельта Цефея также имеет особое значение как калибратор зависимости период-светимость цефеид, поскольку её расстояние является одним из наиболее точно определенных для цефеид, частично благодаря тому, что она входит в состав звездного скопления, а также доступности точных параллаксов, полученных космическими телескопами «Хаббл», «Гиппаркос» и «Gaia». Точность измерений расстояний до цефеид и других объектов в пределах 7500 световых лет значительно повышается за счет сравнения изображений, полученных телескопом «Хаббл» с интервалом в шесть месяцев с противоположных точек орбиты Земли. (Между двумя такими наблюдениями, разнесенными на 2 а. е., звезда на расстоянии 7500 световых лет = 2300 парсек, будет казаться смещенной на угол 2/2300 угловых секунд = 2 x 10⁻⁷ градусов, что соответствует пределу разрешения доступных телескопов.)

Примеры

Классические цефеиды включают: Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus, RT Aurigae, Polaris, а также Delta Cephei. Цефеиды II типа включают: W Virginis и BL Herculis. Аномальные цефеиды включают: XZ Ceti (обертоновые пульсации) и BL Boötis.