2.2. Классикалық цефеидтер. Ажжк бойынша: dcep, dceps, cep(b)

Пульсацияланатын жұлдыздардың типтеріне тоқталайық. Астрономиядағы цефеидтердің үлкен роліне байланысты бірінші цефеидтерге тоқталамыз.       Алғашқы зерттеулерде барлық жұлдыздарды жарқырау қисығының морфологиясы бойынша цефеидтерге ұқсастығы бойынша жатқызды. Цефеидтердің екі негізгі кіші типтері (классикалық цефеидтер, АЖЖК бойынша: DCEP, DCEPS, сфералық құраушының цефеидтері (гало), CWA мен CWB) және "қысқапериодты цефеидтер", яғни RR Лира айнымалылардың барлық типтері. Галактиканың жазық құраушылары жататын ұзақпериодты классикалық цефеидтер. Ұзақ зерттеулер нәтижесінде цефеидтердің жарқырау қисығы мен периодының байланыстыратын заңдылықтар орнатылды. Кейбір жұлдыздар Герцшпрунг тізбегіне кірмейді, олардың жарқырау қисығы шартәрізді шоғырлардың жарқырау қисығына ұқсас. Классикалық цефеидтер Галактиканың жазық құраушыларына, "аномальды цефеидтер " мен шартәрізді шоғырлардағы цефеидтерді Галактиканың сфералық құраушыларына жатқызамыз. Біздің Галактикадағы сенімді топтастырылған классикалық цефеидтердің периодтары 1^d пен 45^d аралығында. Ұзақ периодты (125^d) тәулікке дейін бірнеше жұлдыздар белгілі, бірақ олардың классикалық цефеидтерге жататыны дәлелденбеген. Басқа Галактикаларда (Магелландық бұлттында) цефеидтерге ұқсастық белгілері ( периоды мен жарқырау қисығының тұрақтылығы, спектрі мен жарқырауы) периоды 200^d тәуліктен асатын жұлдыздар анықталған,.

4-ші АЖЖК басылымында классикалық цефеидтерге 460 жұлдыз, сфералық құраушы цефеидтері 173 жұлдыз, ал 180 жұлдыз Галактиканың қай құраушысына жататыны дәл анық емес болғандықтан цефеидтер қатарына топтастырылған. Бұл топта классикалық цефеидтер саны көп. Жақын Галактикалардағы (Магеллан Бұлты мен Андромеда M 31 галактикасында) мыңдаған цефеидтер анықталған.

         Астрономиядағы жұлдыздардың физ. мағынасын түсіндіретін цефеидтердің ең негізгі қасиет период-жарықтылық тәуелділігі табылады. 1908 ж. Х.Ливитт (КМБ) Кіші Магеллан Бұлтында 1777 айнымалы жұлдыздарды ашты. Оның ішінде 16 жұлдыздың периодын анықтады, период ұзақ болғанымен жұлдыз соғұрлым жарығырақ болды. Кіші Магеллан Бұлтына дейінгі өте үлкен ара қашықтық КМБ өлшемімен салыстырғанда жарықтылықтың (тек көрінерлік жұлдыздық шама емес) периодқа тәуелділігімен түсіндіруге болады. Мисс Ливиттің ашқан айнымалы жұлдыздарын цефеидтер екені анық болмады. 1913 ж. Э.Герцшпрунг дәл анықтады. Жеке цефеидтерге, жұлдыздық жүйелерге дейінгі ара қашықтықты анықтауда период-жарықтылық тәуелдігі үлкен роль атқарды.         1918 ж. Х.Шепли период-жарықтылық тәуелдігін тексерді. Ол зерттеулерге Магеллан Бұлтындағы, шар тәрізді шоғырлар мен Күннің маныңдағы цефеидтер мәліметтерін пайдаланды. (Қазір Шеплидің сұрыптауы біртексіз болды, бұл барлық жұлдыздар бір периодта бірдей жарықтылыққа ие емес.) Шеплидің ұсынған период-жарықтылық тәуелдігі 30 жыл бойы пайдаланылды.Спиральдық тұмандықтардың галактикадан тыс табиғаты дәлелденді, Галактикадағы Күннің орны анықталды. 1940 жылдың аяғында Шеплидің тәуелділігін қайта қарастыруға болатындай мәліметтер жиналды.

Период-жарықтылық тәуелділігі цефеидтердің кеңістіктегі орнын анықтайды. Құс жолы жазықтығында классикалық цефеидтер жоғарғы дәрежелі концентрациясымен ерекшеленеді. Цефеидтердің Z-координатасының орташа абсолюттің мәні 65 пк.-ке жуық. 1940 ж. Аяғында Б.В. Кукаркинге Z-координата бойынша цефеидтердің таралуын зерттеу, цефеидтерді сфералық құраушының жеке типіне жатқызуға маңызды аргументі. (Модулі бойынша 1000 пк. асатын Z-координатамен жұлдыздар) Жазық құраушының цефеидтері өте жоғарғы жарықтылыққа ие. Галактика жызықтығында цефеидтердің таралуы б/ша спиральдық бұтақтарында үлкен периодымен цефеидтер. Ұқсас сипатталарымен цефеидтер (периодтары бір, жастары жақын екенін көрсетеді) жазықтықты өлшемі 200-1000 пк топтарды құрайды. Шартәрізді шоғырларда цефеидтер кездеседі, бірақ бұл сфералық құраушы цефеидтері. 20 ғ. ортасында шашыранды шоғырларда тіпті айнымалы жұлдыздар кездеспейді деген ой болды. 1956 ж. Холопов П.Н. 16 цефеид тізімін шоғырларға жататынын көрсетті, 1920 ж. П.Дойг U Sgr мен S Nor цефеидтерін М25 пен NGC6087 шашыранды шоғырларға жататынын көрсеткен болса да. Қазіргі уақытта шашыранды шоғырлар мүшелері – оңдаған цефеидтер белгілі. Бірінші цефеидті, сосын оның айналасындағы шоғырларды анықтаған кезеңдер де болған. Шоғырлар мүшелерін цефеидтерді период-жарықтылық тәуелділігін калибрлеу үшін қолданады. Шашыранды шоғырларда цефеидтердің кездесуі, бұл жұлдыздың эволюциялық статусын (кезеңін) түсінуді жеңілдетеді. Цефеидтер бұл бас тізбекті стадиясын өткен (В жұлдыз болған) бұдан соң қызыл аса алыптарға аймағына бағытталған жұлдыздар.

Рис. 2.4.  Полоса нестабильности и эволюционные треки (схема, по Р.Кристи и Ю.Н.Ефремову). У треков подписана масса (в солнечных единицах). Нанесены также линии постоянных периодов.

Сурет 2.4. эволюциялық тректер көрсетілген. Жұлдызды тұрақты емес жолақты бернеше рет қиятыны көрінеді. 1-ші қиылысуға өте аз уақыт кетеді (жуық шамамен 103 жыл). Бұл қиылысу кезеніңде цефеидтер бақыланатын объектілер ішінде өте аз. Келесі қиылысуға көбірек уақыт кетеді. Суреттен көрінетіндей жұлдыз массасы көп болған сайын, тұрақты емес аймақта жұлдыз үлкен периодқа ие. Жұлдыз массивті болған сайын, ол тезірек бас тізбектен кетіп цефеидке айналады. Шоғырлар жасы мен шоғырға кіретін цефеидтер периоды арасында байланысты білдіреді. 1960 ж. ортасында Ю.Н. Ефремов бұл байланысты шынымен де анықтады. Шоғырларға жатпайтын классикалық цефеидтер жасын анықтауға, жасына тәуелді байланысты кинематика ерекшеліктерін зерттеуге бұл тәуелділікті қолдануға болады. Бұл қазіргі заманғы астрофизикада жеке жұлдыздардың жасын анықтау жеңіл мүмкіндік. Класс. цефеидтер ассиметриялық тез көтерілетін және ақырын баяу түсетін жарқырау қисығына ие. Цефеидтердің жарқырау қисығының формасы период ұзақтылығына тәуелділігі бар екенін алғашқы Герцшпрунг байқады, бұл тәуелділік Герцшпрунг тізбегі д.а. Бұл тәуелділікті бірнеше авторлар зерттеген. Оның ішінде 1937 ж. Б.В. Кукаркин мен П.П. Паренаго. 6^d периодқа дейін жарқырау қисығы тегіс формада d Цефей үшін (Р-5,37^d). Р-6 болғанда, төмен түсетін қисығы төбешік пайда болады. ( Стрелец Р= 6,74^d). Периодтың өсуіне б/ты төбешік өседі ж/е максимумге жақындайды. 9-10 тәулік период маңында төбешік өте жоғары, және жарқырауы екі бірдей максимумге ие. Период ары қарай жоғарылаған сайын төбешік бататын қисыққа ауысып ақырындап әлсірейді.

Рис. 2.5.  Кривая блеска d Цефея по наблюдениям Н.Ф.Флори с визуальным фотометром.

Ұзақпериодты айнымалы

Ұзақпериодты айнымалы жұлдыздар классификациясы мен эволюциялық статусы. Кит шоқжұлдызындағы Мира типті мен жартылайдұрыс жұлдыздар.

жұлдыздар

      Кеш спектралдық класстағы пульсацияланатын а.ж. арасындағы орны үлкен ұзақпериодты айнымалы жұлдыздар (ҰПА). Бір н/е бірнеше күн массасына тең M, S н/е C спектралдық класстағы қызыл гиганттар, өз эволюциясының соңғы стадиясына түсетін жұлдыздар. Бұл жұлдыздардың көбісі (АВГ, н/е AGB) гиганттардың асимптотикалық бұтақтарындағы жұлдыздар.

Рис. 2.13.  Диаграмма Герцшпрунга-Рессела для шарового звёздного скопления M3 [7, p. 18]. MS - главная последовательность, TO - точка поворота, BS - "голубые страгглеры", SGB - ветвь субгигантов, RGB - ветвь красных гигантов, HB - горизонтальная ветвь, AGB -асимптотическая ветвь гигантов, HB - горизонтальная ветвь, P-AGB - стадия пост-АВГ.

2.13 суретте Герцшпрунг-Рессел диаграммасында АВГ жұлдыздардың орналасуы көрсетілген. (ҰПА шар тәрізді шоғырлармен салыстырғанда көбі галоға жатпайды.) Бірақ шар тәрізді шоғырлардың Герцшпрунг-Рессел диаграммасы "асимптотикалық бұтақ" терминің көрнекті түрде түсіндіреді. Жұлдыздың центріндегі аумағында барлық сутегі жанып біткенде, бас тізбектен қызыл гигант стадиясына өту барысында, жұлдыз центрінде азғындалған гелий ядросы орналасады. АВГ стадиясына өту барысында ядрода гелийлік-көміртегі-азот-оттегі өтеді. Өте жеңіл элементтердің сутегі мен гелийдің жануы ядроның бірінші не екінші қабатының жанында өтеді. Жұлдызда қуатты конвектиті зона нығаяды. Бұл жұлдыздың радиусының 100 есе үлкеюіне алып келеді. Бетінің эффективті температурасы 2000-3000 К дейін кемиді. АВГ не қызыл гигант кезеніңде көп жұлдыздар пульсациялы тұрақты емес және жарқырау тербелісі бірнеше жүздеген периодқа дейін жетеді. Осындай жұлдыздар ҰПА жатады. ҰПА екі топқа бөлінеді - (миридтер) Кит шоқжұлдызындағы айнымалы Мира жұлдызы мен (semiregular - SR) жартылай дұрыс айнымалылар. Миридтер – жарықтылық айнымалылығы көрінетін аумақта амплитудалары >2.5^m АВГ жұлдыздары. Көрінетін сәулелерде оның амплитудасы 11^m ең жарық миридеске Cyg жұлдызын рекодқа жатады. Миридтердің жарқыллының өзгерісі астам не кемімелі регулярлы түрде өзгереді, миридтердің көпшілігінің периодтары 150-ден 600 тәулікке дейін өзгереді (сурет 2.14). Жартылай дұрыс айнымалылардың амплитудасы <2.5^m, жарқырау қисықтары миридтерге қарағанда кіші регулярлықпен ерекшеленеді.

Рис. 2.14.  Распределение переменных типа Миры Кита по периодам (по данным ОКПЗ).

        Айнымалы жұлдыздарды бақылаушыларының Американдық ассоциясының көрінерлік бақылаулары бойынша миридтердің жарқырау қисыктарын Кэмпбелл толығымен зерттеген [6]. 

АЖЖК 4-ші басылымында ҰПА (Кит Мирасы мен н/е миридтер және кеш спектральдық класстағы жартылай дұрыс периодты айнымалыларды қоса) ең көп айнымалыларды топтары жатады. АЖЖК-да миридтер 5829, ал кеш спектральдық класстағы жартылай дұрыс периодты айнымалылар (SR, SRA, SRB, SRC – типтегі, соңғысы жартылайдұрыс асагиганттар) 3 мыңнан көп.

       

Белгілі ҰПА көп саны жоғарғы жарықтылығымен түсіндіріледі, гигант-жұлдыздарда 10³L_¤, асагиганттарда 10⁴-10⁵L_¤ жарықтылыққа дейін (осыған байланысты олар үлкен арақашықтықта бақыланады, сонымен қатар басқа галактикаларда), спектрдің көрінетін аумағында жарқырауының өзгерісінің бірнеше жұлдыздық шамаға дейін жететін жоғарғы амплитудасымен байқалады. Галактикада жалпы жұлдыздық орналасуында населении ҰПА аз проценттің құрайды, себебі жұлдыздың ҰПА кезеніңде қысқа уақытта, жұлдыз эволюциясында бірнеше жүз мыңдаған жылдар. Бірақ бұл кезең өте маңызды. Бұл кезең массасы Күн массасынан біраз кіші бірнеше Күн массасына дейінгі аралықта қарастырылады. ҰПА бүкіл кезең аралығында пульсация әсерінен интенсивті түрде затты жоғалтады. Массаны жоғалту жұлдыз маңындағы шаң-тозаңды қуатты қабықшасын пайда болуына әсер етеді. Ары қарай жұлдыз қабықшасы кеңейіп ядроны босатып ақ ергежейліге айналады. Бірінші рет бұл идея И.С.Шкловскиймен [8] айтылған болды. Қабықшасы иондалып флуоресция басталып планетарлық тұмандықтар құрылады. ҰПА кезеңі стадиясы бір-ден бірнеше Күн массаны дейінгі эволюциясының соңғы этапы. Соңғы уақытта ҰПА зерттеуге қызығушылық тез өсуде. Зерттеулер жұлдызаралық қабықша мен жұлдызаралық тозаңдарды зерттеуге мүмкіндік беретін, радио-ИҚ бақылау техникасының дамуымен тікелей байланысты. ҰПА фотометриялық сипаттамалары

      Рис. 2.15.   Визуальные кривые блеска некоторых ярких мирид (по данным AFOEV - Французской ассоциации наблюдателей переменных звёзд).   

2.15 суретте Мира типті айнымалылардың жарқырау қисықтары келтірілген. Жарқырауының өзгерісінің сипаты орташа периодты. Тек кейбір миридтер ғана салыстырмалы регулярлы жарқырау қисықтарына ие. Бір циклден екінші циклге өткенде жарқырау қисығының формасы өзгереді. Кейбір жұлдыздар периоды өзгеріске ұшырайды. R Aql миридінің периоды 1856 жылдан осы уақытқа дейін 348^d ден 279^d қысқарды. 1704 жылдан айнымалы саналатын R Hya жұлдызының периоды бастапқыда 500^d , ал қазіргі уақытта 386^d . Жарқырауының элементінің орташа жорамалданған моменттен максимум бір ай ерте алде кешірек орындалады. Максимум биіктігі мен минимум тереңдігі әртүрлі (орташа салыстырмалы мән ±2^m дейін). Көпшілік миридтердің жарқырау қисығы ассиметриялық, У большинства мирид кривая блеска асимметрична, обычно восходящая ветвь круче, чем нисходящая. На обеих ветвях могут появляться особенности в виде ступенек и горбов, которые от цикла к циклу не повторяются. Предельный случай - наличие двух максимумов в течение одного цикла переменности (примеры: R Cen, R Nor). В инфракрасной области спектра мириды ярче, чем в видимой, амплитуды вариаций блеска меньше, а кривая ИК-блеска запаздывает по фазе относительно визуальной кривой (примерно на 0.1 периода в полосе I на волне ~1 мкм), причём с ростом длины волны фазовая задержка растёт (рис. 2.16). 

Рис. 2.16.   Кривые блеска полуправильного сверхгиганта VX Sgr (SRC, P=732^d) [11

(M, S, C) кеш спектральдық класстағы жартылай дұрыс айнымалылар, SRA, SRB, SRC кіші класстарға бөлінеді. SRA жұлдыздары – периодтылығы жақсы көрінетін гигант айнымалылар. Олар миридтерден жарқырау қисығы кіші амплитудамен ажыратылады (мысалы: W Hya). SRB (гиганттар) мен SRC (асагиганттар) жұлдыздары жарқырауларын регулярлы түрде өзгертеді; кейде квазипериодты варияциялар регулярлы емес немесе жарқырауы жуық тұрақты болады. SRB мен SRC жұлдыздарының айнымалық циклінің ұзақтылығы 30дан 2000 тәулікке дейін. Мысалдары: RT Vir, RX Boo, VX Sgr (сурет. 2.16). 2001ж. АЖЖК SRS –нің жаңа типі енгізілген, оларға периоды 30 тәуліктен аспайтын жартылай дұрыс қызыл гиганттарды жатқызылады. Олар жоғарғы обертондарды пульсацияланады.