Cefeidy

C. poluchili svoe nazvanie ot peremennoi zvezdy Cefeya, odnoi iz pervyh dvuh zvezd (drugoi byla Orla), peremennost' k-ryh byla otkryta angl. astronomami-lyubitelyami Dzh. Gudraikom i E. Pigottom v 1783-84 gg. Chasto ih nazyvayut takzhe dolgoperiodicheskimi C., chtoby otlichit' ot zvezd tipa RR Liry, t.n. korotkoperiodicheskih C.

Obychno C. delyat na dve bol'shie gruppy - klassich. C. (prinadlezhashie k ploskoi sostavlyayushei Galaktiki) i zvezdy tipa W Devy (C. sferich. sostavlyayushei). Harakteristiki izmeneniya bleska pohozhi u obeih grupp, odnako klassich. C. obychno vstrechayutsya v molodyh rasseyannyh zvezdnyh skopleniyah, t.e. eto - molodye zvezdy, a C. sferich. sostavlyayushei vstrechayutsya v staryh sharovyh zvezdnyh skopleniyah, i svetimost' ih primerno v 4 raza men'she, chem u klassich. C.

Krivye bleska v zheltyh luchah (V), pokazateli cveta (B-V) i luchevoi skorosti (vr) klassicheskoi cefeidy U Strel'ca. Po osi absciss otlozhena faza, vyrazhennaya v dolyah perioda i otschityvaemaya ot momenta maksimuma bleska. Period P raven 6,74 sut.

C. predstavlyayut soboi interes prezhde vsego blagodarya sushestvovaniyu u nih zavisimosti period-svetimost', k-raya delaet eti zvezdy nailuchshimi "vehami" pri opredelenii vnegalaktich. rasstoyanii (sm. Period-svetimost' zavisimost'). Sushestvovanie etoi zavisimosti obnaruzhila G. Livitt (SShA) v 1908 g. pri izuchenii peremennyh zvezd v blizkih karlikovyh galaktikah - Magellanovyh oblakah; v 1913 g. dat. astronom E. Gercshprung ustanovil, chto eti zvezdy tozhdestvenny C. iz okrestnostei Solnca, i vpervye opredelil nul'-punkt zavisimosti period-svetimost' (t.e. svetimost' C. pri opredelennom periode). Po ustanovlennomu periodu nahodyat svetimost' zvezdy, a zatem i rasstoyanie do nee, esli izmeren potok izlucheniya ot zvezdy. Vid zavisimosti period-svetimost' zatem utochnil H. Shepli (SShA), k-ryi s ee pomosh'yu vperye ustanovil gigantskie razmery nashei Galaktiki i obnaruzhil takzhe, chto Solnce raspolozheno na ee krayu (1916 g.). V 1925-26 gg., primeniv k C., obnaruzhennym v Tumannosti Andromedy, etu zavisimost', E. Habbl (SShA) smog opredelit' ee rasstoyanie i ustanovit', chto ona, podobno mnogim drugim tumannostyam, rapolozhena daleko za granicami Mlechnogo Puti i yavl. samostoyatel'noi galaktikoi, podobnoi nashei.

Iz-za udalennosti c. otSolnca opredelenie svetimosti C. predstavlyaet ochen' trudnuyu zadachu, ot uspeshnogo resheniya k-roi zavisit vsya shkala rasstoyanii vo Vselennoc (sm. Rasstoyaniya do kosmicheskih ob'ektov). Problema priobrela osobuyu ostrotu posle 1952 g., kogda U. Baade (SShA) posle izucheniya Tumannosti Andromedy na 5-metrovom teleskope prishel k vyvodu, chto klassich. C. na 1,5^m yarche, chem eto prinimalos' posle rabot Shepli. Eto oznachalo udvoenie rasstoyanii do galaktik. V 1956 g. nachalos' izuchenie C. v rasseyannyh skopleniyah (takih zvezd izvestno v Galaktike ok. dvuh desyatkov), rasstoyaniya do k-ryh i svetimost' vhodyashih v nih zvezd mozhno opredelit' dostatochno tochno. Podtverdilas', v obshem, tochka zreniya Baade, hotya ne isklyucheno, chto on na 0,5^m preuvelichil svetimost' C. Reshenie problemy zavisit teper' ot opredeleniya shkaly rasstoyanii rasseyannyh skoplenii.

Izuchenie C. v rasseyannyh skopleniyah pozvolilo sdelat' vyvod, chto oni predstavlyayut soboi proevolyucionirovavshie massivnye zvezdy (spektr. klassa B) glavnoi posledovatel'nosti. Po mere uvelicheniya vozrasta skopleniya vse menee massivnye zvezdy pokidayut glavnuyu posledovatel'nost' i stanovyatsya C. so vse men'shim periodom. Poetomu u C. dolzhna sushestvovat' i zavisimost' period-vozrast, prichem C. s periodom P=50 sut imeyut vozrast ok. 10⁷ let, a s P=1 sut - ok. 10⁸ let. Takogo roda zavisimost', predskazannaya teoriei, byla deistvitel'no obnaruzhena; stalo ponyatno i shodstvodvizhenii i raspredeleniya v prostranstve C. i zvezd klassa B. Raschety evolyucii massivnyh zvezd pokazyvayut, chto posle uhoda s glavnoi posledovatel'nosti zvezdy opisyvayut na diagramme cvet-svetimost' shirokie petli; vsyakii raz pri dostizhenii zvezdoi opredelennoi temp-ry v nei vklyuchaesya mehanizm pul'sac. nestabil'nosti i zvezda stanovitsya C. (sm. Evolyuciya zvezd). Vytekayushie iz etoi teorii harakteristiki C. (zavisimost' period-svetimost', period-vozrast, raspredelenie po periodu, vremeni zhizni v raznyh stadiyah i t.d.) nahodyatsya v horoshem soglasii s nablyudeniyami.

F. sharovyh skoplenii (tipa W Devy) sootvetstvuyut, po-vidimomu, pozdnim stadiyam razvitiya zvezd s massoi ok. 1,5, togda kak massy klassich. cefeid, kak sleudet iz teorii, zaklyucheny v predelah 3-12 i dolzhny rasti s periodom. K sozhaleniyu, pryamye opredeleniya mass otsutstvuyut, t.k. neobhodimye dlya etogo dannye ob uglah naklona orbit nesk. dvoinyh sistem, soderzhashih C., neizvestny.

Lit.:
Martynov D.Ya., Kurs obshei astrofiziki, 3 izd., M., 1979; Kaplan S.A., Fizika zvezd, 3 izd., M., 1977; Pul'siruyushie zvezdy, M., 1970; Efremov Yu.N., V glubiny Vselennoi, 2 izd., M., 1977.

(Yu.N. Efremov)