Цефеиды представляют собой класс очень молодых звезд возрастом всего от 10 до 300 миллионов лет. Они являются пульсирующими звездами, отчего изменяющаяся яркость делает их идеальными своеобразными галактическими маяками.

Исследователи находят их разбросанными по всему Млечному Пути. Однако одна вещь оставалась для ученых неизведанной: какова ситуация с цефеидами в галактическом ядре, не позволяющем заглянуть туда из-за сверхплотного скопления межзвездной пыли? Тем не менее способ заглянуть внутрь все же нашелся.

Исследование ядра провели в ближнем инфракрасном диапазоне спектра, и этот анализ показал весьма интересные результаты. Оказывается, что эта область представляет собой «космическую пустыню» и полностью лишена наличия каких-либо молодых звезд.

Несколько цефеид все же удалось найти в самом-самом центре галактики. Однако за пределами этого региона на 8000 световых лет во всех направлениях пространство представляет собой мертвый космос.

Bceлeннaя – нeвepoятнo oгpoмнoe мecтo. Ecли быть тoчнee, тo этo 46 миллиapдoв cвeтoвыx лeт в любую cтopoну oт нac! Ho глaвный мoмeнт в тoм, чтo этo лишь нaблюдaeмaя чacть, пoэтoму учeныe пoлaгaют, чтo oнa нaмнoгo бoльшe. Чтoбы в этoм paзoбpaтьcя, нeoбxoдимo умeть измepять тaкиe диcтaнции.

Acтpoнoмия нe cтoит нa мecтe и пocтoяннo ищeт нoвыe мeтoды paбoты. Kpoмe зaмepoв кpacнoгo cмeщeния и иccлeдoвaния cвeтa, учeныe тaкжe пoльзуютcя клaccoм звeздныx нeбecныx тeл, кoтopый нaзывaют пepeмeнныe цeфeиды.

Пepeмeнными имeнуют звeзды, чья яpкocть кoлeблeтcя. Цeфeидaми нaзывaют ocoбый вид пepeмeнныx. Иx мacca в 5-20 пpeвышaeт coлнeчную. Ho cуть в тoм, чтo oни пульcиpуют в paдиaльнoм нaпpaвлeнии и мeняют диaмeтp и тeмпepaтуpу. Лучшe вceгo тo, чтo пульcaции cвязaны c aбcoлютнoй яpкocтью, кoтopaя мeняeтcя в кoнкpeтныe пepиoды (1-100 днeй). Ecли cтpoить кpивую блecкa в зaвиcимocти oт вeличины и пepиoдa, тo oнa нaпoмнит плaвник aкулы – внeзaпный пик, a зaтeм cнижeниe.

Kлacc звeзд пoлучил нaимeнoвaниe oт звeзд Дeльтa Цeфeя. Aнaлиз cпeктpa выявил измeнeния тeмпepaтуpы oт 5500K дo 6600K, a тaкжe диaмeтpa ~15%.

Moжнo вocпpинимaть цeфeиды кaк мaяки Bceлeннoй. Cвязь мeжду пepиoдoм кoлeбaния и cвeтимocтью oчeнь пoлeзнa для pacчeтoв диcтaнций oбъeктoв в кocмoce. Для этoгo иcпoльзуют фopмулу: m–M=5logd–5. Здecь m – видимaя вeличинa (cвeтимocть), M – aбcoлютнaя, d – диcтaнция к oбъeкту в пapceкax. Пepeмeнныe цeфeиды мoжнo увидeть и измepить нa удaлeннocти в 20 миллиoнoв cвeтoвыx лeт.

Блaгoдapя яpкocти и видимocти мoжнo oтcлeдить oбъeкты pядoм c ними. Ecли вcпoмнить o cвязи пepиoдичнocти и яpкocти, тo в видe цeфeид пoлучим пoлeзный инcтpумeнт для pacчeтoв мacштaбoв Bceлeннoй.

Cущecтвуeт двa глaвныx пoдклacca цeфeид: клaccичecкиe и цeфeиды II типa. Пepвыe – нaceлeниe I (бoгaтыe нa мeтaлл), пpeвocxoдящиe coлнeчную мaccу в 4-20 paз и в 100000 paз яpчe. Oни peгуляpнo пульcиpуют в тeчeниe нecкoлькиx днeй или мecяцeв. Этo жeлтыe яpкиe гигaнты или cвepxгигaнты (F6-K2), чeй paдиуc мeняeтcя в миллиoны км вo вpeмя пульcaции. Kлaccичecкиe пpимeняют для вычиcлeния диcтaнций к гaлaктикaм в пpeдeлax Mecтнoй Гpуппы и зa ee чepтoй.

Цeфeиды II типa – бeдныe нa мeтaлл. Пepиoд пульcaции oxвaтывaeт 1-50 днeй. Иx вoзpacт cocтaвляeт 10 миллиapдoв лeт и дocтигaют пoлoвины coлнeчнoй мaccы. Oни тaкжe дeлятcя нa BL Гepaклa (1-4 днeй), W Дeвы (10-20 днeй), RV Teльцa (бoлee 20 днeй). Ими пoльзуютcя, ecли нужнo вычиcлить диcтaнцию к гaлaктичecкoму цeнтpу, шapoвым cкoплeниям и coceдним гaлaктикaм. Ecть тaкжe aнoмaльныe цeфeиды. Иx пepиoдичнocть cocтaвляeт 2 дня (кaк RR Лиpы), нo oни cвeтятcя нaмнoгo яpчe. Пpeвocxoдят цeфeиды II пo мacce, нo вoзpacт ocтaeтcя нeизвecтным. Ecть нeбoльшoй пpoцeнт пepeмeнныx, кoтopыe пульcиpуют oднoвpeмeннo в двуx peжимax – «цeфeиды c двoйным peжимoм».

Bпepвыe пepeмeнную звeзду нaшeл Эдвapд Пигoтт 10 ceнтябpя 1784 гoдa. Oн нaткнулcя нa Этa Opлa. Чepeз нecкoлькo мecяцeв Джoн Гудpик нaxoдит Дeльтa Цeфeя. B 1908 гoду пepeмeнныe звeзды иccлeдoвaли в Maгeллaнoвыx Oблaкax. Гeнpиeттe Лeвитт удaлocь нaйти cвязь мeжду пepиoдoм и яpкocтью клaccичecкиx цeфeид. Cвoи зaпиcи c пepиoдaми 25 пepeмeнныx звeзд oнa oпубликoвaлa в 1912 гoду.

B 1925 гoду Эдвин Xaббл cумeл уcтaнoвить paccтoяниe мeжду гaлaктикoй Mлeчный Путь и Aндpoмeдoй. Этo был вaжный шaг, вeдь дo этoгo мнoгиe пoлaгaли, чтo нaшa гaлaктикa уникaльнa и дaльшe ничeгo нeт. Пocлe зaмepoв диcтaнции мeжду Mлeчным Путeм и дpугими гaлaктикaми, a тaкжe oбъeдинив иx c кpacным cмeщeниeм Becтo Cлaйфepa, Xaббл и Mилтoн Xьюмacoн cмoгли вывecти зaкoн Xaбблa. To ecть, oни дoкaзaли, чтo Bceлeннaя pacшиpяeтcя.

B 20-м вeкe учeныe зaнимaлиcь клaccификaциeй цeфeид и вывoдили фopмулы, пo кoтopым мoжнo измepить paccтoяниe. Этим зaнимaлcя Baльтep Бaaдe, кoтopый в 1940-x гг. вывeл paзницу мeжду клaccичecким цeфeидaми и типoм II, ocнoвывaяcь нa иx paзмepe, уpoвнe cвeтимocти и вoзpacтe.

Эти нeбecныe тeлa нeвepoятнo цeнны, нo и у цeфeид, кaк пepeмeнныx звeзд, ecть oгpaничeния. Глaвнoe cocтoит в тoм, чтo cвязь пepиoдa и cвeтимocти у типa II мoжeт ocнoвывaтьcя нa бoлee низкoй мeтaлличнocти, фoтoмeтpичecкoм зaгpязнeнии и пoкa нeизвecтнoм эффeктe, кoтopый гaз и пыль oкaзывaют нa cвeт. Этo пpивeлo к тoму, чтo пocтoяннaя Xaбблa имeлa двa paзныx знaчeния, кoлeблющиecя мeжду 60-80 км/c нa 1 миллиoн пapceкoв.

Coвpeмeннaя кocмoлoгия пытaeтcя peшить эту пpoблeму, тaк кaк peзультaт влияeт нa вычиcлeниe cкopocти pacшиpeния Bceлeннoй и ee paзмepa.

Цефеиды относятся особому классу регулярных переменных звезд. Наиболее известной их представительницей является Полярная звезда, которая по сегодняшний день служит заблудившимся путникам ориентиром, показывая в северном полушарии точное направление на север.

Переменные звезды получили свое название благодаря тому, что их излучение субъективно воспринимается, как переменное – эти звезды, словно лампочки новогодней гирлянды, мигают нам из далеких глубин галактик. Их мигание вызвано рядом физических процессов, которые происходят внутри этих небесных тел. В астрономическом сообществе они широко известны, как природа переменности цефеид.

Как мы уже говорили выше, мигание или пульсация цефеид вызвана рядом естественных физических процессов, которые до конца еще не выяснены астрономами. Суть этих процессов сводится к тому, что в верхних слоях звезд нарушены процессы газового давления и тяготения, из-за чего радиус звезды периодически сжимается, что наблюдателем воспринимается не иначе, как пульсация.

Сжатие радиуса звезды прямым образом влияет на температуру ее поверхности. Так, уменьшение радиуса цефеиды на 15% способно вызвать увеличение температуры звезды более чем на 1000 градусов по Кельвину.

Вместе с изменением длины радиуса звезды, изменяется и ее звездная величина – блеск. При минимальном радиусе звезда излучает максимальное количество света, а с увеличением радиуса количество излучаемого света становится меньше.

Название «Цефеиды» происходит от наименования одноименной звезды Дельта Цефея. Звездная величина этого небесного светила меняется каждые пять дней в диапазоне от 3,6 до 4,3 единиц.

Цефеиды – это обычно гиганты и сверхгиганты, относящиеся к спектральным классам F и G. Эти звезды в несколько тысяч раз ярче нашего Солнца, что не всегда пропорционально их массе. Например, встречаются цефеиды масса которых составляет всего четверть солнечной. Однако есть среди них гиганты, вес которых превосходит массу нашей звезды в сорок раз. Часто среди цефеид встречаются двойные звезды, однако существуют и цефеиды-одиночки, которые также отличаются высокой степенью свечения.

Астрономы различают два типа цефеид: цефеиды населения І и населения ІІ. Цефеиды первого населения обычно обитают в рассеянных звездных скоплениях. Эти звезды имеют сравнительно молодой возраст. Их обычно называют классическими цефеидами.

Ярким представителем цефеид второго населения является W Девы. Если цефеиды населения І обитают в рассеянных звездных скоплениях, то цефеиды населения ІІ наиболее часто встречаются в шаровых скоплениях, расположенных вблизи галактического центра. Их возраст выше возраста звезд населения І, а свечение заметно ниже.

Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной. Причина этого в том, что эти небесные тела позволяют вычислить расстояние к удаленным космическим объектам, в частности галактикам. Происходит это следующим образом. Допустим, вы обнаружили цефеиду в другой галактике. Первое, что вам нужно сделать – это вычислить период ее пульсации, благодаря которому вы сможете измерить светимость звезды. Сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до звезды, а также до галактики, в которой вы ее обнаружили.

Светимость цефеид напрямую зависит от периода их пульсации: чем больше период, тем интенсивнее светимость звезды. Большинство цефеид можно увидеть невооруженным глазом. Многие из них удалены от Земли на расстоянии свыше 60 миллионов световых лет. Первая открытая астрономами звезда переменного типа – Дельта Цефея. В честь нее описанный выше класс звезд и получил свое название.

Цефеиды представляют собой жёлтые яркие гиганты, гиганты или сверхгиганты спектральных классов F и G, блеск которых изменяется с амплитудой в 0,5 до 2,0m и периодом 1-200 суток. Они в 103-105 раз ярче Солнца. Причиной переменности является пульсация внешних слоёв цефеид, что приводит к периодическим изменениям радиуса и температуры их фотосфер. В цикле пульсации звезда становится то больше и холоднее, то меньше и горячее. Наибольшая светимость достигается при наименьшем диаметре.

В 1784 году Джон Гудрайк открыл переменность δ Цефея. В 1908 году Генриетта Суон Ливитт открыла зависимость между периодом изменения блеска и светимостью звезды.

Харлоу Шепли первым широко применил метод определения расстояний по цефеидам, основанный на открытой Ливитт зависимости период-светимость для этих звёзд. Нашёл статистическим путём нуль-пункт этой зависимости и с её помощью оценил расстояния до ближайших шаровых скоплений; затем, последовательно используя другие критерии, определил расстояния (порядка сотен тысяч световых лет) до более далёких скоплений. Эдвин Хаббл обнаружил несколько цефеид в галактике Андромеды и вычислил расстояние до них, тем самым впервые доказав существование объектов вне нашей Галактики.

Классические цефеиды являются проэволюционировавшими звёздами главной последовательности спектрального класса B с массами 3-12 солнечных. Периоды классических цефеид зависят не только от их масс, но и от возраста – по мере эволюции цефеиды её период уменьшается: для возраста ~107 лет период составляет около 50 суток, а для возраста ~108 лет – порядка суток. Другой подобный тип пульсирующих переменных – переменные типа RR Лиры.

Классические цефеиды – цефеиды I типа населения, цефеиды I типа, цефеиды типа Дельты Щита – тип переменных звёзд (цефеид). Принадлежат первому типу населения галактик, проявляют признаки регулярных радиальных пульсаций с периодами от нескольких дней до нескольких недель при амплитуде блеска от нескольких десятых звёздной величины до 2 звёздных величин.

Выявлена чёткая связь между светимостью классической цефеиды и её периодом пульсации, что позволяет использовать цефеиды как стандартные свечи для определения шкалы расстояний в Галактике и за её пределами. По наблюдениям классических цефеид на телескопе «Хаббл» удалось уточнить постоянную в законе Хаббла. Также информация о классических цефеидах применяется для определения характеристик Млечного Пути, таких как спиральная структура или высота Солнца над плоскостью Галактики.

В Млечном Пути известно около 800 цефеид, а ожидаемое полное их количество равно 6000. В Магеллановых Облаках известно ещё несколько тысяч цефеид. Также подобные объекты обнаруживались и в других галактиках; телескоп Хаббл открыл несколько в галактике NGC 4603, находящейся в 100 миллионах световых лет от нас.

Классические цефеиды в 4-20 раз тяжелее Солнца, и обладают светимостями от 1000 до 50000 (более 200000 для V810 Центавра) светимостей Солнца. Данные звёзды относятся к ярким гигантам или сверхгигантам низкой светимости спектрального класса F6 – K2. Температура и спектральный класс объекта меняются по мере пульсаций. Радиусы в несколько десятков или сотен раз превышают солнечный. Более яркие цефеиды холоднее и крупнее, а также имеют большие периоды пульсаций. В ходе пульсаций меняется не только температура, но и радиус (например на ~25 % для долгопериодической l Car), что приводит к изменению блеска до двух звёздных величин. На коротких длинах волн изменение блеска проявляется сильнее.

Цефеиды могут пульсировать в фундаментальной моде, первом обертоне или в смешанном режиме. Пульсации в обертонах выше первого встречаются редко, но они также представляют интерес. Большинство классических цефеид считаются пульсирующими в основной моде, хотя тип пульсации сложно определить по форме кривой блеска. Звёзды, пульсирующие в обертоне, более яркие и крупные, чем пульсирующие в фундаментальной моде с тем же периодом.

Когда звезда промежуточной массы уходит с главной последовательности, она пересекает полосу нестабильности очень быстро, при этом в водородном слое происходят горение. Когда начинается горение гелия в ядре, звезда может прочертить голубую петлю и снова пересечь полосу нестабильности, первый раз при движении в сторону больших температур и при возвращении по направлению к асимптотической ветви гигантов.

Звёзды с массами порядка и более 8-12M⊙ начинают процесс горения гелия в ядре до достижения ветви красных гигантов и становятся красными сверхгигантами, но также могут совершить голубую петлю при прохождении полосы нестабильности.

Продолжительность и наличие голубых петель в значительной степени зависит от массы, металличности и содержания гелия в звезде. В некоторых случаях звезда может пересечь полосу нестабильности в четвёртый или пятый раз, когда начинается горение гелия в оболочке. Темп изменения периода пульсации цефеиды, а также относительное содержание различных химических соединений (определяемое по спектру) позволяет понять, в какой раз звезда проходит полосу нестабильности.

Классические цефеиды представляют собой звёзды главной последовательности спектрального класса B раньше, чем B7, вероятно поздние звёзды класса O до того, как они истратят водород в своём ядре. Более массивные и горячие звёзды становятся более яркими цефеиды с более длинными периодами, хотя считается, что молодые звёзды внутри своей галактики, обладающие почти солнечной металличностью, теряют большое количество массы к тому времени, когда они достигнут полосы нестабильности, при этом периоды их пульсаций будут равны 50 дням или менее.

При массе выше определённого значения, 20-50 M⊙ в зависимости от металличности, красные гиганты в ходе эволюции переходят обратно на стадию голубых сверхгигантов, а не проходят через стадию голубой петли, но при этом будут вести себя как неустойчивые жёлтые гипергиганты, а не правильно пульсирующие цефеиды. Очень массивные звёзды не охлаждаются достаточно для того, чтобы достичь полосы нестабильности и не превращаются в цефеиды. При малой металличности, например в Магеллановых Облаках, звёзды могут сохранить больше массы и превратиться в более яркие цефеиды с большими периодами пульсации.

Кривая блеска цефеид обычно асимметрична, обладает быстрым подъёмом до максимального блеска, за которым следует медленное уменьшение блеска до минимума (например, как у Дельты Цефея). Это происходит вследствие разницы в фазе между вариациями радиуса и температуры и считается признаком пульсирующих в основной (фундаментальной) моде объектов, к которым относятся цефеиды I типа.

В некоторых случаях гладкая псевдосинусоидальная кривая блеска обладает скачком, краткосрочным замедлением спада блеска или даже увеличением блеска, которое возникает, как считается, из-за резонанса между фундаментальной модой и вторым обертоном. Скачок чаще всего виден на нисходящей части кривой блеска у звёзд с периодом около 6 дней (например, Эта Орла).

По мере увеличения периода расположение скачка смещается к максимуму и может привести к возникновению двойного максимума или же к неразличимости с первым максимумом, для звёзд с периодом около 10 дней (например, Дзета Близнецов). При более длинных периодах скачок можно увидеть на восходящей ветви кривой блеска (например, X Лебедя), но для периодов более 20 дней резонанс исчезает.

Меньшее количество классических цефеид обладает почти синусоидальной кривой блеска. Их называют s-цефеидами, обычно они обладают меньшими амплитудами и более короткими периодами. Большинство из них считаются цефеидами первого обертона (например, X Стрельца) или же более высоких обертонов, хотя некоторые необычные звёзды пульсируют, как кажется, в основной моде, но имеют также синусоидальную кривую блеска (например, S Лисички).

Звёзды, пульсирующие в первом обертоне, как предполагается, в нашей Галактике обладают короткими периодами, хотя при низких металличностях, как например в Магеллановых Облаках, период может возрастать.

Пульсирующие в более высоких обертонах объекты и цефеиды, пульсирующие в двух обертонах сразу, также чаще встречаются в Магеллановых Облаках; они обычно имеют меньшие амплитуды и несколько неправильные кривые блеска.

10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт открыл переменность у звезды Эта Орла, первого известного представителя типа классических цефеид. Однако назван данный вид переменных звёзд в честь Дельты Цефея, переменность которой обнаружил Джон Гудрайк спустя месяц. Дельта Цефея также является важным объектом для калибровки зависимости период-светимость, поскольку расстояние до этой звезды является одним из наиболее надёжных среди всех цефеид, поскольку Дельта Цефея принадлежит звёздному скоплению, а также для звезды существуют точные параллаксы, измеренные на телескопе Хаббл и Hipparcos.

Светимость классических цефеид напрямую связана с их периодом пульсации. Чем больше период, тем большей светимостью обладает звезда. Зависимость период-светимость для классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт в рамках исследования тысяч переменных звёзд в Магеллановых Облаках. Она опубликовала полученную зависимость в 1912 году. После калибровки зависимости можно установить светимость произвольной цефеиды, если известен период её пульсации. Тогда по данным о видимом блеске можно определить расстояние до цефеиды.

Зависимость светимости от периода пульсации калибровалась многими астрономами на протяжении двадцатого века, начиная с Эйнара Герцшпрунга. Такая калибровка сопряжена с рядом сложностей. Надёжную калибровку получили Benedict и др. в 2007 году по данным параллаксов, полученных на телескопе Хаббл для 10 ближайших классических цефеид. В 2008 году астрономы ESO c точностью 1 % определили расстояние до цефеиды RS Кормы, используя данные о световом эхо от туманности, в которую погружена звезда. Тем не менее, эта оценка оспаривается в ряде источников.

Классические цефеиды с амплитудами видимой звёздной величины менее 0,5 звёздной величины, почти симметричными кривыми блеска и малыми периодами пульсации выделяют в отдельную группу, называемую цефеидами малой амплитуды. Для них введена аббревиатура DCEPSin в Общем каталоге переменных звёзд. Обычно периоды таких звёзд не превосходят 7 дней, хотя точная граница до сих пор остаётся под вопросом.

Обозначение s-цефеиды используется для цефеид с коротким периодом пульсации и малой амплитудой блеска при синусоидальной форме кривой блеска. Считается, что такие объекты пульсируют в первом обертоне. Они расположены вблизи красного края полосы нестабильности. Некоторые авторы используют термин s-цефеиды как синоним для звёзд DCEP с малой амплитудой, другие считают, что данное обозначение можно применять только к звёздам, пульсирующим в первом обертоне.

Цефеиды с малой амплитудой (DCEPS) включают Полярную звезду и FF Орла, хотя оба объекта могут пульсировать и в фундаментальной моде. Объекты, пульсация которых в первом обертоне надёжно установлена, включают BG Южного Креста и BP Циркуля.

Основными видами неопределённости в оценке расстояния до цефеид являются свойства зависимости светимости от периода в различных полосах спектра, влияние металличности на нуль-пункт и наклон данной зависимости, влияние фотометрического смешивания объектов и меняющегося (обычно по плохо известному закону) поглощения. Все эти виды эффектов широко обсуждаются в литературе.

Вследствие наличия указанных неопределённостей получаемые по цефеидам значения постоянной Хаббла варьируются от 60 км/с/Мпк до 80 км/с/Мпк. Устранение ошибок определения постоянной Хаббла является одной из важнейших задач астрономии, поскольку по точному значению постоянной Хаббла можно установить ряд космологических параметров Вселенной.

Некоторые классические цефеиды обладают изменениями блеска, которые можно заметить на масштабах нескольких суток при наблюдениях даже невооружённым глазом. К таким объектам относится Дельта Цефея (на северном небе), Дзета Близнецов и Эта Орла (удобно наблюдать в тропиках) и Бета Южной Рыбы (на южном небе).

Этих редких звезд в нашей Галактике насчитывается всего несколько сотен. Эти звезды ритмично меняют свою яркость с периодами в несколько десятков дней. Их прототипом является звезда Альредиф – δ Цефея, к ним же принадлежит и Полярная – α Малой Медведицы.

С помощью этих звезд с успехом оценивают расстояния до ближайших галактик на удалении до ~ 30 миллионов парсек. Звезды, сыгравшие и продолжающие играть выдающуюся роль в астрономии, звезды, раздвинувшие горизонты космоса до бескрайнего мира галактик, желтые сверх- и гипергиганты – классические цефеиды.

Сегодня цефеиды одни из самых незаменимых для астрофизиков звезд Вселенной. Они являются «стандартными свечами», – объектами с известной светимостью, при помощи которых можно фотометрическими способами точно рассчитать расстояния в космосе.

У цефеид существует четкая математическая зависимость период-светимость, которую вывела ещё в 1908 году Генриетта Ливитт, наблюдая за цефеидами в Малом Магеллановом Облаке. Из нее следует, что с чем бо́льшим периодом пульсирует цефеида, тем больше светимость звезды. А значит, сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до цефеиды, а также и до галактики в которой она находится.

А ведь в начале 20-го века астрономический мир пребывает в уверенности, что Вселенная состоит из единственной галактики – нашего Млечного Пути. Правда, в научных кругах уже активно ведутся дискуссии о расстояниях до спиральных туманностей. Краху моногалактического мира кладет начало эстонский астроном Эрнст Эпик. В 1922 году, исходя из соображений динамики и используя данные о вращении туманности Андромеды, он оценивает расстояние до нее в 450 килопарсек (современное значение – 772 килопарсек или 2,5 млн. св. лет).

В 1923 году Эдвин Хаббл, исследуя фотопластинки со 100-дюймового телескопа обсерватории Маунт Вилсон, определяет расстояние до туманности Андромеды уже по 36 найденным в ней переменным звездам. И хотя первые оценки составляли около 250 килопарсек, даже эти значения окончательно и однозначно подтвердили внегалактическую природу туманности.

Теперь мы рассматриваем Вселенную именно как мир галактик. Блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Так, количество выделяемой Солнцем энергии изменяется на ~ 0,1 % в течение всем известного одиннадцатилетнего солнечного цикла. Но со всей определенностью можно заявить, что Солнце – это постоянная звезда.

А вот у цефеид, которые принадлежат к обширному и разнообразному семейству переменных звезд, общее количество которых в нашей галактике уже насчитали более сотни тысяч, изменение выделяемой энергии может доходить до 600% за несколько дней.

Иногда переменность звезд вызывается чисто геометрическими причинами. Например, в тесной двойной системе звезд просто-напросто одна звезда периодически заслоняет другую и нам кажется, что звезда становится то ярче, то тусклее.

Но чаще переменность звезд связана с их физическим состоянием, со вполне реальными изменениями поверхностной температуры и радиуса солнц. Причиной тому служат радиальные пульсации звездной атмосферы при которой частицы в ней движутся вверх и вниз по вертикали. Атмосфера периодически сжимается и расширяется, при этом меняется поверхностная температура, светимость и радиус (до 15%) звезды. Более глубокие слои звезды эти пульсации не затрагивают.

А почему не пульсирует, к примеру, наше Солнце? Давайте посмотрим, чем же отличаются солнцеподобные звезды и классические цефеиды.

Цефеиды – массивные звезды, массами 4-12 солнечных, в прошлом голубые горячие гиганты спектрального класса В. Это короткоживущие звезды, возрастом всего около нескольких десятков миллионов лет. Они уже проэволюционировали, исчерпав водород в ядре, и передвинулись на этап выгорания гелия (водороду в нашем Солнце гореть ещё около 6,4 млрд. лет).

Теперь температуры на их поверхностях достаточно невелики, – около 6000 градусов, что относит их к желтым и бело-желтым спектральным классам F и G (к классу G относится и Солнце). Однако, радиусы этих сверх- и гипергигантов составляют 50-70 солнечных, а светимости цефеид превосходят солнечную в тысячи, а то и в десятки тысяч раз. Поэтому эти звезды видны со значительных, в частности, межгалактических расстояний. Не случайно цефеиды называют «маяками Вселенной».

Все массивные звезды в течение своей эволюции рано или поздно проходят эпоху нестабильности (или полосу нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела). Причем, в зависимости от массы бывает, что и по нескольку раз.

Цефеиды тут не исключение – эти звезды пребывают именно в таком «смутном времени» своей жизни. В ядре у них идет процесс выгорания гелия, при этом звезды претерпевают сложные эволюционные изменения. В зависимости от массы и возраста звезды, эти этапы нестабильности продолжаются от 10 до 350 тысяч лет. За это короткое время при пульсациях звезда выбрасывает в межзвездное пространство значительную долю своей массы и благодаря этому приходит вновь в устойчивое состояние. Можно с уверенностью заявить, что цефеидами не рождаются – цефеидами становятся.

Как однажды сказал М.Шварцшильд: «Когда звезда находится в полосе цефеид, она напоминает человека, больного корью. Если человек болен, то это по нему видно с первого взгляда, однако после выздоровления уже нельзя сказать, болел он когда-нибудь корью или нет».