Цефеиды

переменные звёзды-сверхгиганты спектральных классов F и G, изменяющие свой блеск с амплитудой от 0.5m до 2.0m и с периодом от 1 до 50 сут (в др. галактиках - до 218 сут). Одновременно с изменениями блеска изменяются эффективная температура звезды (в максимуме блеска Ц. имеет максимальную температуру), показатель цвета, а также лучевая скорость (в максимуме блеска поверхностные слои звезды удаляются от нас с наибольшей скоростью - звезда сжимается). Эти явления объясняются пульсацией наружных слоёв звезды, приводящей к периодическому изменению её радиуса, температуры, а следовательно, и блеска. Теория пульсаций Ц., в разработку которой большой вклад внесли английский астроном А.Эддингтон и сов. астроном С.А.Жевакин, хорошо объясняет наблюдаемые изменения характеристик этих звёзд (см. Пульсации звёзд).

Ц. получили своё название от переменной звезды дельта Цефея, одной из первых двух звёзд (другой была эта Орла), переменность которых была открыта английскими астрономами-любителями Дж.Гудрайком и Э.Пиготтом в 1783-84 гг. Часто их называют также долгопериодическими Ц., чтобы отличить от звёзд типа RR Лиры, т.наз. короткопериодических Ц.

Обычно Ц. делят на две большие группы - классические Ц. (принадлежащие к плоской составляющей Галактики) и звёзды типа W Девы (Ц. сферической составляющей). Характеристики изменения блеска похожи у обеих групп, однако классические Ц. обычно встречаются в молодых рассеянных звёздных скоплениях, т.е. это - молодые звёзды, а Ц. сферической составляющей встречаются в старых шаровых звёздных скоплениях, и светимость их примерно в 4 раза меньше, чем у классических Ц.

Изучение Ц. в рассеянных скоплениях позволило сделать вывод, что они представляют собой проэволюционировавшие массивные звёзды (спектрального класса В) главной последовательности. По мере увеличения возраста скопления все менее массивные звёзды покидают главную последовательность и становятся Ц. со всё меньшим периодом. Поэтому у Ц. существует зависимость период-возраст, причём Ц. с периодом 50 сут имеют возраст ок. 107 лет, а Ц. с периодом 1 сут - ок. 108лет. У Ц. существует также зависимость период-светимость.

Ц. шаровых скоплений (типа W Девы) соответствуют, по-видимому, поздним стадиям развития звёзд с массой ок. 1.5 масс Солнца, тогда как массы классических Ц. заключены в пределах 3-12 масс Солнца и должны расти с периодом.

Литература*:*

1. Физика космоса.