Космос- Журнал

Новости и статьи о космосе, астрономии и технологиях

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).