Цефеиды - маяки Вселденной (определение расстояния в космосе)
Установив соотношение между периодом и абсолютной яркостью и определяя период изменения блеска, можно выявить соответствующую абсолютную яркость и, зная видимую яркость, определить искомое расстояние. Этот метод позволяет определить лишь относительное расстояние цефеид. Для определения абсолютного расстояния необходимо найти средний параллакс для группы близких к нам цефеид, например по их параллактическому смещению на небесной сфере, отражающему известное перемещение Солнца в пространстве.
Таким образом, эти звезды служат подлинными маяками во вселенной, указывая по периоду изменения блеска свое расстояние, а следовательно, и расстояние той звездной системы, в составе которой они находятся. Так, например, цефеида, изменяющая свой блеск с периодом в 40 час., испускает света приблизительно в 200 раз больше, чем наше Солнце. Период изменения блеска в 10 дней соответствует блеску, в 1600 раз большему. Если теперь переменная звезда типа § Цефея, обнаруженная где-либо в звездной системе, представляется нам, скажем, 20-й величины, а период изменения ее блеска составляет те же 10 дней, то это значит, что она в действительности ярче Солнца в 1600 раз, что соответствует разнице в 8 зв. величин. Так как Солнце на расстоянии в 10 парсеков, к которому относятся абсолютные звездные величины, имеет величину, равную 4.8, то эта цефеида на том же расстоянии представилась бы на восемь величин ярче, т. е. — 3.2 величины. Отсюда по известной формуле, связывающей видимую и абсолютную величины с расстоянием, выраженным в парсеках, определяем это последнее.
В результате находим для расстояния этой цефеиды 350 000 парсеков. Этот важнейший способ определения звездных расстояний требует только не всегда определенной поправки, учитывающей влияние межзвездного поглощения света. Недостатком его является также то, что цефеиды сравнительно редки.Особенно интересные свойства имеют короткопериодические цефеиды, называемые также переменными скоплений, так как они сначала были открыты в шаровых звездных скоплениях, причем в течение некоторого времени думали, что они существуют только там. Эти переменные встречаются в большой пропорции именно в шаровых скоплениях. Например, в М 3 — слабом шаровом скоплении в созвездии Гончпх Собак — обнаружено, что из 900 звезд не менее 130 оказываются переменными. Правда, в других звездных скоплениях переменных меньше.
Спустя несколько лет была открыта вне шаровых звездных скоплений одна подобная звезда 10-й величины в созвездии Алтаря (Ага). Ее период оказался 10 ч. 48 м. В течение нескольких часов эта звезда остается постоянной, яркости около 11 величины, далее быстро разгорается, достигает в максимуме 10.0-й величины и несколько медленнее снижается до прежнего значения яркости, снова сохраняя его постоянным. Затем была найдена другая подобная звезда, RR Lyrae, которая является наиболее изученной звездой этого типа. Число таких звезд, обнаруженных вне шаровых звездных скоплений, быстро увеличивается и в настоящее время превосходит уже 2000. Замечательная их особенность заключается в том, что все эти переменные с коротким периодом имеют одинаковую абсолютную яркость. Здесь, следовательно, нет зависимости между периодом и абсолютной яркостью, как у обычных цефеид. Достаточно установить, что мы имеем переменную с резким и коротким повышением яркости, т. е. отождествить принадлежность к указанному типу, чтобы, заранее зная абсолютную яркость звезды сравнивая ее с видимой яркостью, найти искомое расстояние. Так, например, в шаровом скоплении Мессье 3 короткопериодические цефеиды оказываются 16-й величины, в скоплении Мессье 5 15-й, в известном скоплении ш Центавра — 14-й и т. д. Из этого можно вывести естественное заключение, что шаровое скопление, в котором эти переменные кажутся более яркими, расположено к нам ближе. Для определения аболютного расстояния нужно, знать только подлинную яркть подобной переменной. (Подготовил Фесенков)
|
