34
V
/5Л
/5,8
-0,1
. т I
+ + + + + -hK «
HV/+ + т*
0,0 B-V
Рис. 11. Фрагмент горизонтальной ветви
диаграммы «цвет — светимость» шарового
скопления М3. Участок этой ветви, пере-
секаемый полосой нестабильности, населен
звездами типа RR Лиры (крестики).
близко их положение на диаграмме Г — Р, то сходны и
характеристики переменности, как это, например, наблю-
дается у цефеид классических и типа W Девы. Первые-
молодые звезды с массами в 3—10 масс Солнца, а вто-
рое — поздняя стадия развития звезд с массой около
одной солнечной.
M v
i! •
о,о +0,5 *1,0
Рис. 12. Диаграмма
«цвет — светимость»
молодого богатого
скопления NGC 1866.
~ 2 Участок ветви сверх-
гигантов, заходящий в
пределы полосы не-
стабильности, заселен
цефеидами.
Период Р пульсации определяется средней плот-
ностью звезды q согласно соотношению Р У q = Q, где
Q — постоянная, зависящая от структуры звезды. Этой
зависимости подчиняются в общих чертах все колеблю-
щиеся системы, от мяча до Вселенной. Разреженные
45
сверхгиганты—цефеиды пульсируют с периодами в де-
сятки дней, звезды типа 6 Щита (карлики главной по-
следовательности)—несколько часов. Эволюционное дви-
жение звезды по диаграмме Г — Р сопровождается из-
менением ее плотности и, следовательно, периода, а по-
скольку период можно определить с очень большой точ-
ностью, изучение изменяемости периода пульсирующих
звезд в принципе является наиболее чувствительным
способом проверки выводов теории звездной эволюции.
Соотношения «период — плотность» и «масса — све-
тимость» объясняют существование зависимости «пе-
риод— светимость» для цефеид. Из них, выражая ра-
диус через светимость и температуру, можно получить
зависимость, связывающую светимости, температуры и
периоды цефеид с пульсационной постоянной Q. Теоре-
тически полученные зависимости неплохо согласуются с
наблюдательными данными. Многие астрономы считают,
что мы вполне понимаем теперь природу и эволюцион-
ную историю цефеид.
Читатель, наверное, согласится с тем, что эти звезды
заслужили то особое внимание, которое им уделено в
этой книге, в которой все равно невозможно рассказать
сколько-нибудь подробно о всех типах переменных звезд.
Надо, однако, сказать о том, что пульсирующие звезды
встречаются не только в полосе нестабильности. Группа
звезд типа $ Цефея находится в верхней части главной
последовательности близ ее правой границы (см. рис. 2).