CEFEIDY

Berdnikov Leonid Nikolaevich

doktor fiziko-matematicheskih nauk, vedushii nauchnyi sotrudnik GAISh MGU

Vvedenie

Yarkost' podavlyayushego bol'shinstvo zvezd, vidimyh nevooruzhennym glazom, na protyazhenii chelovecheskoi zhizni ostaetsya postoyannoi, chto, estestvenno, privodilo k predstavleniyu o neizmennosti kartiny zvezdnogo neba. Odnako eshe v drevnosti bylo zamecheno, chto inogda vstrechayutsya takie zvezdy, kotorye v sravnitel'no korotkie promezhutki vremeni izmenyayut svoi blesk. Takie zvezdy stali nazyvat' peremennymi zvezdami.

Pervoe pis'mennoe upominanie o yavlenii zvezdnoi peremennosti mozhno naiti v kitaiskih hronikah 14 veka do nashei ery, gde soobshaetsya o poyavlenii na nebe novoi zvezdy, kotoruyu ran'she nikto ne videl. Takie yarkie novye ili - esli ochen' yarkie, to - sverhnovye zvezdy poyavlyayutsya vnezapno i bystro stanovyatsya samymi yarkimi (posle Solnca i Luny) ob'ektami na nebe; zatem ih yarkost' medlenno umen'shaetsya, i cherez neskol'ko mesyacev oni navsegda ischezayut s nebosklona.

Pervym professional'nym astronomom, opisavshim otkrytie novoi zvezdy v 125 godu do nashei ery, byl grecheskii uchenyi Gipparh. Poyavleniya ochen' yarkih novyh ili sverhnovyh sluchayutsya dovol'no redko: so vremen Gipparha na nebe bylo zaregistrirovano vsego okolo dvuh desyatkov podobnyh sluchaev.

V 1596 godu nemeckii astronom David Fabricius, odin iz vydayushihsya nablyudatelei togo vremeni, obnaruzhil v sozvezdii Kita neizvestnuyu zvezdu tret'ei velichiny, kotoraya bystro poyarchala na odnu velichinu, a potom, postepenno oslabevaya, cherez dva mesyaca ischezla. Fabricius, estestvenno, prichislil etu zvezdu k novym zvezdam. V 1609 godu on opyat' uvidel etu zvezdu, no ona ego pochemu-to ne zainteresovala. V 1638 godu niderlandskii astronom Hol'varda, ne znaya o nablyudeniyah Fabriciusa, sluchaino obnaruzhil ee i posle dlitel'nyh nablyudenii ponyal, chto eta zvezda est' peremennaya zvezda, to poyavlyayushayasya, to skryvayushayasya dlya nevooruzhennogo glaza. Iz-za svoego neobychnogo povedeniya eta zvezda poluchila imya Mira (chto oznachaet «divnaya» ili «udivitel'naya») Kita, i ona yavilas' pervoi regulyarnoi (v otlichie ot «odnorazovogo» yavleniya novoi ili sverhnovoi) peremennoi zvezdoi. Posleduyushie nablyudeniya pokazali, chto yarkost' Miry Kita izmenyaetsya periodicheski s periodom 11 mesyacev, pri etom minimal'nyi blesk opuskaetsya do 9-oi zvezdnoi velichiny.

Vnachale peremennye zvezdy otkryvalis' horosho znayushimi zvezdnoe nebo nablyudatelyami pri sluchainom obnaruzhenii nevooruzhennym glazom podozritel'noi yarkoi zvezdy. Poetomu takie otkrytiya delalis' redko: sleduyushimi posle Miry Kita byli β Perseya (Algol') – 1667 g., χ Lebedya -1686 g., R Gidry – 1704 g. i R L'va – 1782 g. Kak eto ni stranno, otkrytiya novyh peremennyh zvezd ne vozbuzhdalo k nim bol'shogo interesa so storony professional'nyh astronomov, poetomu ne udivitel'no, chto regulyarnye poiski i otkrytiya novyh peremennyh zvezd i ih sistematicheskie nablyudeniya pervymi stali provodit' molodye angliiskie astronomy-lyubiteli Pigott i Gudraik. Za nebol'shoi promezhutok vremeni oni otkryli neskol'ko novyh peremennyh zvezd, v tom chisle η Aql (1783 g.) i δ Cep (1784 g.), stavshih pervymi predstavitelyami osoboi gruppy peremennyh zvezd – cefeid. Blesk etih zvezd izmenyalsya strogo periodicheski: periody sostavili 7.177 i 5.366 dnei sootvetstvenno; pri etom poyarchaniya proishodili znachitel'no bystree, chem oslableniya – krivye izmeneniya bleska byli asimmetrichnymi (ris.1).

Ris.1. Sglazhennye krivye izmeneniya bleska cefeid η Aql i δ Cep. Po osi absciss otlozhena faza, to est' vremya, vyrazhennoe v dolyah perioda, a po osi ordinat – blesk v vizual'nyh luchah V.

So vremenem interes k peremennym zvezdam so storony professional'nyh astronomov postepenno vozrastal, poetomu chislo vnov' otkryvaemyh ob'ektov tozhe stalo medlenno rasti, i k 1880 godu chislo izvestnyh peremennyh dostiglo dvuh soten, vklyuchaya desyatok cefeid. S 1870-h godov v astronomii stala primenyat'sya fotografiya, i polozhenie del kardinal'no izmenilos': tempy otkrytiya dohodili poroi do polutysyachi peremennyh zvezd v god. Seichas v Obshem Kataloge Peremennyh Zvezd (OKPZ) zaregistrirovano bolee 50000 ob'ektov, okolo 700 iz kotoryh yavlyayutsya cefeidami s periodami ot 1 do 68 dnei.

Zavisimost' period-svetimost'

V 1908 godu sotrudnica observatorii Garvardskogo (SShA) universiteta Livitt, podvodya pervye itogi izucheniya peremennyh zvezd v Malom Magellanovom Oblake (MMO), otmetila, chto dlya 16 zvezd, u kotoryh udalos' opredelit' periody, sushestvuet zakonomernost': chem yarche peremennaya, tem dlinnee ee period izmeneniya bleska. Cherez chetyre goda ona podtverdila etu zakonomernost' uzhe po 25 zvezdam (ris.2) MMO, kotorye po vsem

Ris.2. Pervaya zavisimost' period-svetimost', postroennaya Livitt v 1912 g. po cefeidam MMO. Po vertikal'noi osi otlozhena fotograficheskaya zvezdnaya velichina, a po gorizontal'noi – logarifm perioda. Verhnii grafik postroen dlya maksimal'nogo bleska cefeid, a nizhnii – dlya minimal'nogo.

harakteristikam napominali cefeidy. A poskol'ku uzhe togda bylo yasno, chto MMO predstavlyaet soboi izolirovannuyu zvezdnuyu gruppirovku (to est' vse ee zvezdy nahodyatsya na odinakovom ot nas rasstoyanii), to eto oznachalo, chto sootnoshenie mezhdu vidimym bleskom m i periodom P otrazhaet sootnoshenie mezhdu absolyutnoi zvezdnoi velichinoi M i periodom P. Eto sootnoshenie vposledstvii poluchilo nazvanie «zavisimost' period-svetimost'», kotoruyu prinyato zapisyvat' v vide:

<M> = a٠ lg P + b, (1)

gde <M> - srednyaya absolyutnaya zvezdnaya velichina cefeidy, a i b - naklon i nul'-punkt zavisimosti sootvetstvenno. Znacheniya koefficientov a i b zavisyat ot spektral'nogo diapazona, naprimer, v vizual'noi oblasti spektra a = -2.87 i b = -1.01.

Uzhe v 1913 g. Gercshprung ukazal na isklyuchitel'noe znachenie etoi zavisimosti: znaya period i vidimuyu zvezdnuyu velichinu dannoi cefeidy, my totchas zhe mozhem opredelit' ee rasstoyanie. Poyasnim eto na prostom primere. Esli imeetsya elektricheskaya lampochka s izvestnoi moshnost'yu, to mozhno vychislit' osveshennost' L₀, sozdavaemuyu eyu na kakom-libo rasstoyanii R₀; iz shkol'nogo kursa fiziki izvestno, chto osveshennost' L na lyubom drugom rasstoyanii R svyazana s L₀ zakonom obratnyh kvadratov (to est', osveshennost' obratno-proporcional'na kvadratu rasstoyaniya). Teper' perehodim k astronomicheskim terminam: lampochka – eto zvezda, R₀=10 parsek, L₀ – absolyutnaya zvezdnaya velichina M, L – vidimaya zvezdnaya velichina m. Soglasno opredeleniyu, absolyutnaya zvezdnaya velichina zapisyvaetsya vyrazheniem:

M = m + 5 – 5 lg R,

otkuda poluchaem prostuyu formulu dlya vychisleniya rasstoyaniya dannoi cefeidy:

lg R = 0.2 (<m> –<M> + 5), (2)

gde <m> – srednii vidimyi blesk, a srednyaya absolyutnaya zvezdnaya velichina <M> vychislyaetsya po zavisimosti period-svetimost' (1). Takim obrazom, dlya opredeleniya rasstoyaniya lyuboi cefeidy dostatochno opredelit' iz nablyudenii ee srednii blesk <m> i period P.

Blagodarya zavisimosti period-svetimost', cefeidy stali igrat' vazhneishuyu rol' v astronomii: po sravneniyu s drugimi ob'ektami, oni dayut nailuchshii sposob opredeleniya rasstoyanii do nih, a znachit – i do lyuboi galaktiki, gde ih udaetsya obnaruzhit'. Otkrytie cefeid v M31, M33 i NGC6822 pozvolilo Habblu v 1926-1927g.g. opredelit' rasstoyanie etih galaktik i okonchatel'no dokazat' ih vnegalakticheskuyu prirodu. Takim obrazom, imenno cefeidy peremestili nashe Solnce iz centra edinstvennoi gigantskoi zvezdnoi sistemy Mlechnogo Puti (kak schitalos' v nachale 20 veka) na okrainu odnoi iz beschislennogo mnozhestva takih sistem.

S aprelya 1990 g. na orbite rabotaet kosmicheskii teleskop imeni Habbla, programmoi naivysshego prioriteta kotorogo ob'yavlena programma poiska cefeid v skoplenii galaktik v Deve dlya utochneniya rasstoyaniya etogo skopleniya. Eti rasstoyaniya ispol'zuyutsya zatem dlya opredeleniya postoyannoi Habbla, kotoraya yavlyaetsya klyuchom dlya resheniya voprosa o proshlom i budushem Vselennoi.

V seredine 20 stoletiya bylo okonchatel'no ustanovleno, chto prostranstvo mezhdu zvezdami ne pusto, a zapolneno gazom i pyl'yu. I, hotya plotnost' mezhzvezdnogo veshestva ochen' mala, ono mozhet oslabit' svet dalekih zvezd vo mnogo raz. Poetomu v formule (2) vidimyi blesk <m> dolzhen byt' ispravlen za mezhzvezdnoe pogloshenie A. Takim obrazom, rasstoyanie cefeidy sleduet opredelyat' po utochnennoi formule:

lg R = 0.2 (<m> – A – <M> + 5). (3)

O-C diagramma

Vazhneishei nablyudatel'noi harakteristikoi cefeidy yavlyaetsya ee period izmeneniya bleska. Okazalos', chto periody ne yavlyayutsya strogo postoyannymi.

Dlya izucheniya izmenyaemosti periodov cefeid primenyaetsya metod analiza O-C diagramm. Chto eto takoe?

Esli my znaem period cefeidy P, to my mozhem vychislit' momenty nastupleniya maksimumov bleska C_E po formule:

C_E = M + P*E, (4)

gde M - kakoi-libo izvestnyi moment maksimuma bleska, a E- celoe chislo, kotoroe chasto nazyvayut nomerom epohi ili prosto epohoi.

Ris.3. Vychislennye po formule (4) momenty maksimal'nogo bleska.

Iz nablyudenii my opredelyaem momenty real'no nablyudennyh maksimumov O_E:

Ris.4. Nablyudennye momenty maksimal'nogo bleska.

Esli period P opredelen tochno, to nablyudennye O_E i vychislennye C_E momenty v predelah oshibok opredeleniya O_E budut sovpadat':

Ris.5. Vychislennye C_E i nablyudennye O_E momenty maksimal'nogo bleska pri tochnom i postoyannom periode.

Raznosti nablyudennyh (O) i vychislennyh (C) po formule (4) momentov maksimal'nogo bleska, kotorye oboznachayutsya O-C i nazyvayutsya ostatkami O-C, budut blizki k nulyu. Sledovatel'no, grafik ostatkov O-C ot vremeni, kotoryi nazyvaetsya O-C diagrammoi, budet pryamoi liniei, parallel'noi osi absciss. V kachestve primera na ris.6 privedena O-C diagramma dlya cefeidy TY Mon.

Ris.6. O-C diagramma dlya cefeidy TY Mon. Vertikal'nye chertochki ukazyvayut predely oshibok opredeleniya ostatkov O-C. Period tochno opredelen i ne menyaetsya.

Esli by period P v formule (4) dlya TY Mon byl by zavyshen, to nablyudennye maksimumy otstavali by ot vychislennyh, i eto otstavanie roslo by so vremenem:

Ris.7. Vychislennye C_E i nablyudennye O_E momenty maksimal'nogo bleska pri zavyshennom postoyannom periode.

V etom sluchae tochki na O-C diagramme budut idti vdol' pryamoi linii, ponizhayas' so vremenem (ris.8).

Ris.8. O-C diagramma dlya cefeidy TY Mon. Period zavyshen.

Sovershenno ochevidno, chto, esli by period byl zanizhen, to grafik O-C predstavlyalsya by pryamoi liniei, idushei vverh (ris.9):

Ris.9. O-C diagramma dlya cefeidy TY Mon. Period zanizhen.

Takim obrazom, esli O-C diagramma predstavlyaet soboi pryamuyu liniyu, to period cefeidy ne menyaetsya, pri etom, esli eta pryamaya parallel'na osi vremeni, to period opredelen tochno, a esli pryamaya idet vniz ili vverh, to period cefeidy sootvetstvenno zavyshen ili zanizhen.

Odnako, kak okazalos', prakticheski u vseh cefeid periody menyayutsya so vremenem. Eti izmeneniya mogut proishodit' po-raznomu.

1). Period mozhet menyat'sya skachkoobrazno: v techenie kakogo-to vremeni deistvuet odin period, potom on vnezapno izmenyaetsya na nebol'shuyu velichinu i ostaetsya postoyannym v techenie nekotorogo vremeni, zatem opyat' preterpevaet skachkoobraznoe izmenenie, i tak dalee. Diagramma O-C v etom

Ris.10. O-C diagramma dlya cefeidy V1496 Aql. Period menyaetsya skachkoobrazno.

sluchae sostoit iz otrezkov pryamoi linii. Primer takogo povedeniya perioda priveden na ris.10.

2). U nekotoryh cefeid nablyudayutsya progressivnye izmeneniya perioda, to est', period izmenyaetsya lineino so vremenem:

P = P₀ + q*E. (5)

V etom sluchae nablyudennye maksimumy O_E budut sluchat'sya soglasno formule:

O_E = M + P₀*E + q*E².

No my ne znaem etogo i vychislyaem C_E po lineinoi formule (4). Diagramma O-C pri etom budet imet' formu paraboly, vetvi kotoroi napravleny vverh ili vniz v zavisimosti ot togo, polozhitel'no ili otricatel'no znachenie q v formule (5). Primery parabolicheskih O-C diagramm dany na ris.11 i 12.

Ris.11. O-C diagramma dlya cefeidy VY Car. Period progressivno umen'shaetsya.

Ris.12. O-C diagramma dlya cefeidy SZ Cas. Period progressivno uvelichivaetsya.

3). U nekotoryh cefeid period izmenyaetsya nepreryvno i periodicheski; v etom sluchae i ostatki O-C tozhe pokazyvayut periodicheskie kolebaniya (ris.13).

Ris.13. O-C diagramma dlya cefeidy AW Per. Period izmenyaetsya periodicheski.

V deistvitel'nosti, ukazannye vyshe prostye formy O-C diagramm vstrechayutsya redko. Obychno nablyudaetsya kombinaciya etih prostyh sluchaev, kak naprimer, na ris.14.

Ris.14. O-C diagramma dlya cefeidy S Vul.

Evolyucionnye izmeneniya periodov cefeid

Uzhe v nachale 20 veka u nekotoryh cefeid byli obnaruzheny malye izmeneniya periodov, v tom chisle i progressivnye. Odnako priroda etih progressivnyh izmenenii ostavalas' neizvestnoi vplot' do 60-h godov, kogda poyavlenie EVM privelo k burnomu razvitiyu teorii zvezdnoi evolyucii, kotoraya s neizbezhnost'yu predskazala sushestvovanie nepreryvnyh medlennyh izmenenii periodov cefeid.

Na Ris.15 predstavlena teoreticheskaya diagramma Gercshprunga-Ressela, na kotoruyu naneseny evolyucionnye treki zvezd razlichnoi massy; preryvistymi liniyami pokazany granicy polosy nestabil'nosti, popadaya v kotoruyu, zvezda nachinaet pul'sirovat', a korotkimi otrezkami, peresekayushimi polosu nestabil'nosti – linii ravnyh periodov: chem vyshe otrezok, tem dlinnee period pul'sacii. Soglasno teoreticheskim raschetam, zvezda, pokidaya glavnuyu posledovatel'nost', dvizhetsya v storonu krasnyh gigantov, to est' napravo. Evolyucionnyi trek pri etom vhodit v tak nazyvaemuyu polosu nestabil'nosti i mozhet peresekat' ee (inogda ne polnost'yu) odin, tri ili pyat' raz, i kazhdyi raz pri etom zvezda nachinaet pul'sirovat' i stanovitsya cefeidoi. A tak kak trek idet ne parallel'no liniyam postoyannogo perioda, to period pul'sacii vozrastaet, kogda dvizhenie v polose nestabil'nosti proishodit sleva napravo, ili umen'shaetsya, esli dvizhenie proishodit sprava nalevo.

Ris.15. Teoreticheskaya diagramma Gercshprunga-Ressela s nanesennymi evolyucionnymi trekami dlya zvezd s massami 4, 5, 7 i 10 mass Solnca. Preryvistye linii pokazyvayut granicy polosy nestabil'nosti, to est' oblasti, popadaya v kotoruyu, zvezda nachinaet pul'sirovat'. Korotkie otrezki, peresekayushie polosu nestabil'nosti – linii ravnyh periodov: chem vyshe otrezok, tem dlinnee period pul'sacii.

Teoreticheskie raschety pokazyvayut, chto dlya zvezdy tipichnoi cefeidnoi massy (4-5 mass Solnca) za vremya nablyudenii poryadka stoletiya izmeneniya perioda dazhe pri vtorom i tret'em (samyh medlennyh) peresecheniyah polosy nestabil'nosti dostigayut takoi velichiny, chto evolyucionnyi harakter hoda ostatkov O-C stanovitsya dostatochno legko obnaruzhimym. Poetomu ochen' vazhno ohvatit' nablyudeniyami kak mozhno bol'shii interval vremeni.

Dlya sotni, kak pravilo, naibolee yarkih cefeid, takie nablyudeniya mozhno naiti v literature. Odnako, dlya ostal'nyh shesti soten izvestnyh cefeid, takie dannye mozhno poluchit' tol'ko po starym fotoplastinkam, imeyushimsya v arhivah mnogih astronomicheskih observatorii.

Analiz O-C diagramm, postroennyh dlya 230 cefeid, pokazal, chto, deistvitel'no, kogda interval vremeni, ohvachennyi nablyudeniyami, priblizhaetsya k sotne let, okolo 90% cefeid obnaruzhivayut evolyucionnye izmeneniya ih periodov, dazhe v tom sluchae esli oni ochen' maly. Nekotorye takie primery privedeny na ris.16.

Ris.16. Parabolicheskie O-C diagrammy dlya cefeid s medlennymi evolyucionnymi izmeneniyami periodov

Dlya vseh cefeid s parabolicheskimi O-C diagrammami byli vychisleny nablyudaemye skorosti izmeneniya periodov, kotorye na ris.17 izobrazheny tochkami; pryamymi liniyami ogranichen diapazon teoreticheskih skorostei, poschitannyh dlya pervyh treh peresechenii polosy nestabil'nosti. Na verhnei chasti Ris.17 nablyudaemye skorosti uvelicheniya periodov sravnivayutsya s teoreticheskimi dlya pervogo i tret'ego peresechenii, a na nizhnei – skorosti umen'sheniya periodov s teoreticheskimi dannymi dlya vtorogo peresecheniya. Skorost' izmeneniya perioda P izmeryaetsya v sekundah za god. Sleduet otmetit' dostatochno horoshee soglasie teoreticheskih i eksperimental'nyh dannyh, chto v principe pozvolyaet poluchit' informaciyu o nomere peresecheniya polosy nestabil'nosti dlya kazhdoi konkretnoi cefeidy.

Ris.17. Sravnenie nablyudaemyh skorostei uvelicheniya periodov cefeid s teoreticheskimi dlya pervogo i tret'ego peresechenii (vverhu), a skorostei umen'sheniya periodov s teoreticheskimi dannymi dlya vtorogo peresecheniya polosy nestabil'nosti (vnizu).

Informaciya o nomere peresecheniya predstavlyaetsya chrezvychaino vazhnoi. Iz-za togo, chto trek idet ne parallel'no liniyam postoyannogo perioda (Ris.15), zvezdy odnoi massy mogut pul'sirovat' s odnim i tem zhe periodom, nahodyas' na raznyh peresecheniyah polosy nestabil'nosti, to est', imet' ravnye periody, no raznye svetimosti! Eto obstoyatel'stvo yavlyaetsya odnoi iz prichin bol'shoi dispersii tochek na zavisimosti period-svetimost', chto konechno zhe snizhaet tochnost' rasstoyanii. Otsyuda naprashivaetsya estestvennyi vyvod: stroit' zavisimost' period-svetimost' sleduet otdel'no dlya kazhdogo peresecheniya. Odnako, nadezhnye dannye o nomere peresecheniya polucheny tol'ko dlya ~20% cefeid, i bol'shogo progressa zdes' v blizhaishee vremya ne ozhidaetsya, tak kak process sbora dannyh dlya postroeniya diagramm O-C soprovozhdaetsya bol'shimi vremennymi i material'nymi zatratami, a lyudei, zanimayushihsya etoi problemoi vo vsem mire, mozhno pereschitat' po pal'cam odnoi ruki.

Kak uzhe otmechalos', dlya poiska i izucheniya evolyucionnyh izmenenii periodov cefeid nuzhny fotometricheskie nablyudeniya, raspredelennye ravnomerno na, po krainei mere, stoletnem intervale vremeni. Edinstvennym istochnikom takih nablyudenii dlya mnogih cefeid yavlyayutsya starye fotograficheskie snimki zvezdnogo neba.

Pervymi regulyarnoe fotografirovanie nochnogo neba stali proizvodit' astronomy Garvardskogo universiteta. S nachala 1880-godov oni poluchili okolo milliona fotoplastinok, mnogokratno pokryvayushih vse nebo; eto samaya bol'shaya i, sledovatel'no, samaya cennaya fototeka v mire. Vtoroi po znachimosti - okolo 300000 negativov - yavlyaetsya kollekciya v Zoneberge (FRG). V Rossii samaya bol'shaya fototeka nahoditsya v GAISh MGU - okolo 80000 fotoplastinok.

Nash opyt pokazal, chto dlya polucheniya glazomernyh ocenok bleska odnoi cefeidy (na plastinkah Garvardskogo universiteta) trebuetsya zatratit' okolo 150 chasov, chto privodit k ocenke v 40 let dlya izucheniya vseh izvestnyh na segodnyashnii den' cefeid Galaktiki. Sovershenno ochevidno, chto takie tempy nepriemlemy. K tomu zhe, net nikakoi uverennosti v tom, chto starye fotoplastinki "prozhivut" tak dolgo. K schast'yu, v poslednie gody poyavilis' novye tehnologii, kotorye pozvolyayut otskanirovat' plastinki i hranit' ih v cifrovoi forme kak ugodno dolgo; krome togo, takoi podhod daet vozmozhnost' ispol'zovat' mashinnye metody polucheniya fotograficheskoi fotometrii, chto sushestvenno – na neskol'ko poryadkov – povyshaet proizvoditel'nost' i daet nadezhdu poluchat' rezul'taty izucheniya izmenyaemosti periodov cefeid prakticheski srazu posle ocifrovyvaniya fotoplastinok.

My proveli probnoe skanirovanie fotoplastinok v Garvarde (SShA) i GAISh MGU, prichem vpervye eto bylo vypolneno s polucheniem konechnogo rezul'tata – kataloga polozhenii i fotograficheskih zvezdnyh velichin vseh ob'ektov na plastinke. Tochnost' fotometrii okazalas' v poltora-dva raza vyshe, chem pri glazomernyh ocenkah. Takim obrazom, rezul'taty probnogo skanirovaniya vselyayut uverennost' v vozmozhnosti bystrogo polucheniya neobhodimoi fotometrii cefeid po starym fotoplastinkam.

Raspredelenie cefeid v Galaktike

Tochnost' opredeleniya rasstoyanii cefeid zavisit kak ot tochnosti ustanovleniya zavisimosti period-svetimost', tak i ot stepeni izuchennosti samih cefeid. Poetomu v konechnom itoge vse upiraetsya v provedenie bol'shogo chisla nablyudenii.

Do serediny proshlogo veka fotometricheskie nablyudeniya provodilis' vizual'nymi ili fotograficheskimi metodami, kotorye davali bol'shie oshibki i ne pozvolyali opredelit' nadezhnye rasstoyaniya i fizicheskie harakteristiki cefeid. Eto stalo vozmozhnym tol'ko s poyavleniem fotoelektricheskih fotometrov.

Massovye fotoelektricheskie izmereniya bleska cefeid stali provodit'sya s nachala 1950-h godov, i v techenie dvuh desyatiletii intensivnost' nablyudenii ostavalas' vysokoi v observatoriyah mnogih stran mira, za isklyucheniem nashei. V semidesyatyh godah chislo provodimyh nablyudenii povsemestno bystro umen'shalos', a s nachala vos'midesyatyh - cefeidy stali aktivno i regulyarno nablyudat'sya tol'ko v nashei strane: v techenie posleduyushih dvadcati pyati let sotrudnikami Saratovskogo gosuniversiteta i GAISh MGU bylo polucheno svyshe 75000 nablyudenii (skachat' katalog) v shirokopolosnoi fotometricheskoi sisteme UBVRI, chto sostavlyaet seichas okolo 60% vsego mirovogo nablyudatel'nogo materiala cefeid v etoi sisteme.

Imeyushiesya dannye pozvolyayut vychislit' nadezhnye rasstoyaniya dlya pochti 600 cefeid; na ris.18 pokazano ih raspredelenie v ploskosti Galaktiki. Solnce raspolozheno v centre risunka (X=0, Y=0), polozhenie centra Galaktiki (vnizu v centre) otmecheno krestom. Cefeidy izobrazheny kruzhkami, diametry kotoryh proporcional'ny periodam v masshtabe, pokazannom vnizu sleva. Cefeidy prinadlezhat ploskoi sostavlyayushei Galaktiki, poetomu ih prostranstvennoe raspredelenie otrazhaet real'nuyu strukturu galakticheskogo diska. Detal'nyi analiz kartiny prostranstvennogo raspredeleniya cefeid pokazal:

- v celom, kartina prostranstvennogo raspredeleniya cefeid ne protivorechit modeli dvuhrukavnogo spiral'nogo uzora s uglom zakruchivaniya 6 gradusov, provedennogo po gigantskim zonam HII;

- prakticheski vse cefeidy do rasstoyaniya 2 kpk ot Solnca raspolozheny v sloe tolshinoi 300 pk, pri etom Solnce okazalos' pripodnyatym nad ploskost'yu Galaktiki na 26±6 pk, chto soglasuetsya s rezul'tatami, poluchennymi po rasseyannym zvezdnym skopleniyam i B zvezdam, kotorye tozhe prinadlezhat k pervomu tipu naseleniya;

Ris.18. Raspredelenie cefeid v Galaktike. Razmer kruzhka proporcionalen periodu v masshtabe, pokazannom vnizu sleva. X i Y vyrazheny v kiloparsekah. Polozhenie centra Galaktiki otmecheno krestom.

- dalekie cefeidy v pervom i vtorom kvadrantah Galaktiki (pravaya chast' ris.18) otklonyayutsya k severnomu ee polyusu, a v tret'em i chetvertom – k yuzhnomu (pri etom tolshina sloya cefeid uvelichivaetsya s rostom rasstoyaniya ot centra Galaktiki) – v polnom sootvetstvii s izgibom (i utolsheniem) gazopylevogo sloya. Sleduet otmetit', chto imenno po cefeidam vpervye bylo pokazano, chto zvezdnaya sostavlyayushaya galakticheskogo diska sleduet iskrivleniyu ego gazopylevogo sloya.

Metodom ierarhicheskogo skuchivaniya v kvadrate 8x6 kiloparsek v okrestnostyah Solnca vydeleno 39 kompleksov, obladayushih slozhnoi ierarhicheskoi strukturoi (ris.19) i ob'edinyayushih okolo 85% cefeid. Srednii razmer kompleksa raven 690 parsek pri maksimal'nyh razmerah 1.4

Ris.19. Gruppirovki cefeid v Galaktike.

kiloparseka, a naibolee real'nymi yavlyayutsya gruppy samogo nizhnego urovnya ierarhichnosti, srednii diametr kotoryh sostavlyaet 195 parsek. Poluchennye razmery soglasuyutsya s dannymi dlya drugih galaktik: Magellanovyh Oblakov, M31, M33 i dr.

Zaklyuchenie

Pobochnym produktom proektov po poisku effektov gravitacionnogo mikrolinzirovaniya yavilos' otkrytie v 1990-h godah bolee tysyachi novyh cefeid v Magellanovyh Oblakah, prichem bol'shinstvo iz nih yavlyayutsya maloamplitudnymi. Takim obrazom, svyshe treti cefeid Magellanovyh Oblakov okazalis' maloamplitudnymi cefeidami, chto sovershenno ne soglasovyvalos' s situaciei v nashei Galaktike, gde na ih dolyu prihodilos' vsego okolo 8%. Protivorechie razreshilos' dovol'no skoro - cherez neskol'ko let byli opublikovany pervye rezul'taty PZS-monitoringa yuzhnogo neba (proekt ASAS), gde bylo naideno bolee tysyachi zvezd, pokazyvayushih maloamplitudnye periodicheskie izmeneniya bleska, sredi kotoryh, nesomnenno, imeyutsya i cefeidy. Eto oznachaet, chto my imeem vozmozhnost' znachitel'no uvelichit' chislo izvestnyh cefeid i ispol'zovat' ih kak dlya izucheniya svoistv samih cefeid, vklyuchaya utochnenie zavisimosti period-svetimost', tak i v kachestve indikatorov rasstoyanii pri izuchenii struktury diska Galaktiki.

Vse upiraetsya v nablyudeniya…

Lyubitelyam astronomii

Progress v oblasti izucheniya cefeid, a v konechnom itoge - utochnenie shkaly rasstoyanii vo Vselennoi, vozrasta Vselennoi i ee budushego, vozmozhen tol'ko na baze nakopleniya novyh nablyudatel'nyh dannyh. Okolo 700 izvestnyh cefeid i bolee tysyachi zvezd, zapodozrennyh v prinadlezhnosti k cefeidam, trebuyut regulyarnyh nablyudenii: ot samyh yarkih - Polyarnaya, η Aql i δ Cep , do 15-oi zvezdnoi velichiny i slabee. Poetomu kazhdyi lyubitel' astronomii, obladayushii lyubym teleskopom, osnashennym PZS-priemnikom, mozhet naiti dostupnye ego teleskopu ob'ekty i sdelat' vesomyi vklad v reshenie vazhneishih nauchnyh problem.

Po vsem voprosam obrashat'sya:

berdnik@sai.msu.ru ili lberdnikov@yandex.ru