6.3.5. Особенности пульсаций

У всех колебательных процессов много общего. Пульсирующая звезда похожа на гитарную струну, а еще больше — на чертежную линейку, закрепленную одним концом в тисках, или на трубу органа, поскольку в колебательном движении звезды участвуют только атмосферные слои, а значит, в ее недрах находится узел колебаний, а на поверхности — пучность.

Среди цефеид есть как звезды, пульсирующие в основном тоне, так и звезды, пульсирующие в первом обертоне. Обнаружено и свыше десятка звезд, у которых наблюдения одновременно выявляют как основной тон, так и первый обертон пульсаций; их называют цефеидами с двойной периодичностью, или бимодальными цефеидами. Точно определив отношение двух периодов пульсаций у одной звезды (отношение периодов первого обертона и основного тона у цефеид равно приблизительно 0,7), можно сравнить его с предсказаниями теории и оценить массу и размер цефеиды.

Продолжим нашу аналогию с колебаниями струны. Роль упругости струны у пульсирующей звезды играет ее средняя плотность: чем плотнее вещество звезды, тем короче пульсационный период. Из самых простых физических соображений еще Эддингтоном была выведена формула

где Р — период, р — средняя плотность вещества звезды, Q — пульсаци- онная постоянная (на самом деле это не строгая константа, она слабо зависит от распределения плотности внутри звезды).

Звезды эволюционируют: с возрастом у звезды изменяются размеры и средняя плотность. Следовательно, период пульсирующей звезды должен меняться, хотя и очень медленно. Определив как можно точнее значение периода цефеиды, а затем повторив определение спустя несколько десятилетий, можно надеяться обнаружить проявления звездной эволюции. Успеху подобного исследования способствует то, что период почти строго периодического процесса, наблюдаемо-

Рис. 6.13. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела с отмеченной полосой нестабильности, идущей от ярких цефеид к тусклым белым карликам. Справа от нее еще одна зона нестабильности, куда попадают долгопериодические переменные типа Миры Кита

Рис.

ской ассоциации наблюдателей переменных звезд. Указана визуальная звезд-

ная величина, осредненная за 10 суток.

го в течение тысяч циклов, удается измерить с высокой точностью. Вполне возможно определить период цефеиды с точностью до десятитысячной доли процента от его значения. Но на медленные изменения периода, обусловленные звездной эволюцией, накладываются проявления других процессов, и в результате наблюдаемая картина оказывается весьма сложной. Тем не менее у некоторых цефеид, чаще всего молодых и долгопериодических, действительно удается обнаружить вековые изменения периода, вызванные эволюцией.

На диаграмме Герцшпрунга—Рассела все классические цефеиды заключены вдоль довольно узкой наклонной полосы, которая называется (цефеидной) полосой нестабильности. Вверх вдоль этой полосы нарастает светимость, а значит, и растут периоды цефеид. В процессе эволюции звезды она может покинуть полосу нестабильности, при этом физические условия в ее атмосфере могут измениться настолько, что клапанный механизм С. А. Жевакина перестанет работать. Теория звездной эволюции предсказывает, что звезда определенной массы (не менее 4 М©) может становиться цефеидой и переставать быть ею один или несколько раз за время своего существования. Но эволюция звезд — медленный процесс по сравнению со сроками человеческой жизни или даже истории науки, и случаи появления новой, ранее не пульсировавшей цефеиды или прекращения пульсаций известной цефеиды должны быть очень редкими. По сравнению с переменными звездами многих других типов цефеиды ведут себя, как правило, очень стабильно, каждый следующий цикл пульсаций весьма точно воспроизводит предыдущий по изменениям блеска, цвета, лучевой скорости. Известен, пожалуй, лишь один убедительный пример радикального изменения характера переменности цефеиды — возможного

прекращения ее пульсаций из-за изменения условий в атмосфере. Это произошло с самой яркой цефеидой на небе — Полярной звездой (а Малой Медведицы).

Блеск Полярной менялся не очень сильно, но внимание к этой звезде, занимающей исключительное положение на северном небе, всегда было велико, а блеск звезд вокруг нее измеряли особо тщательно, чтобы использовать их в качестве фотометрического стандарта — Северного полярного ряда. В результате уже давно было обнаружено, что Полярная — это цефеида с периодом 3,97 сут и амплитудой изменения блеска всего около 0,15т. Столь малый размах колебаний блеска, быть может, частично был связан с пульсациями в первом обертоне. Но в 1980-е гг. неожиданно было обнаружено, что и эти небольшие колебания явно затухают! К середине 1990-х гг. Полярная практически прекратила пульсации. Пока неясно, действительно ли Полярная навсегда (или хотя бы на многие века) перестала быть цефеидой, или же пульсации оказались погашенными лишь временно. Впрочем, абсолютно точно не известно, была ли Полярная настоящей классической цефеидой или все же ее следовало бы отнести к короткопериодическому подтипу звезд типа W Девы.

Несколько хуже прослежен другой возможный пример прекращения пульсаций — у звезды RU Жирафа. Эта звезда тоже неуверенно классифицируется как цефеида или как звезда типа W Девы. Звезда пульсировала с периодом около 22 сут. Два обстоятельства делали ее необычной. Во-первых, спектральные наблюдения вблизи минимумов блеска выявляли углеродный спектр, что не характерно ни для классических цефеид, ни для звезд типа W Девы. Во-вторых, с 1950 по 1962 гг. у RU Жирафа отмечали постепенное увеличение амплитуды пульсаций до 1,6Ш. В начале 1966 г. пульсации RU Жирафа почти прекратились, а точнее, амплитуда переменности упала до 0,1ш примерно при том же периоде. В дальнейшем звезда менялась сравнительно нерегулярно, амплитуда временами возрастала до 0,3Ш, а периодичность прослеживалась далеко не всегда, хотя если признаки периода обнаруживались, его значение никогда не уходило слишком далеко от 22 суток.

Пульсирующими могут становиться звезды, сильно различающиеся по массе, возрасту, температуре поверхности.