16. 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 1d пен 45d аралығында. Ұзақ периодты (125d) 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 200d 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.
17. Ұзақпериодты айнымалы жұлдыздарды анықтаңыз.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.
Бұл суретте Герцшпрунг-Рессел диаграммасында АВГ жұлдыздардың орналасуы көрсетілген. 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 конвективті 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. Белгілі ҰПА көп саны жоғарғы жарықтылығымен түсіндіріледі, гигант-жұлдыздарда 103L¤, асагиганттарда 104-105L¤ жарықтылыққа дейін спектрдің көрінетін аумағында жарқырауының өзгерісінің бірнеше жұлдыздық шамаға дейін жететін жоғарғы амплитудасымен байқалады. 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 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.