Вернемся к развитию звезды, масса которой в 1 раз больше солнечной. Мы пока еще не обращали внимания на то, что наша звезда во время своего развития несколько раз пересекает примечательную полосу на диаграмме Г-Р, которая на рис. 6.2 ограничена двумя параллельными штриховыми линиями. В этой полосе расположены переменные звезды типа Дельты Цефея, так называемые цефеиды.

Звезда Дельта Цефея является одной из наиболее ярких в этом созвездии. В 1784 г. Джон Гудрайк заметил, что яркость этой звезды меняется. Позже мы еще вернемся к другому важному открытию этого рано умершего глухонемого английского астронома. Вскоре было обнаружено, что яркость этой звезды изменяется с периодом в 5 дней (рис. 6.4). Максимальная яркость этой звезды примерно в 2,5 раза превышает минимальную. Впоследствии было обнаружено много таких звезд. Периоды изменения их яркости различны, в интервале от одного до 40 дней. Температура их поверхности составляет примерно 5300 градусов. Величина их светимости показывает, что они не принадлежат к главной последовательности. Все цефеиды достигли в своем развитии области красных гигантов.

Мы уже видели, что путь развития звезды с массой в 7 раз больше солнечной много раз проходит через эту стадию. Первый раз наша звезда пересекает полосу цефеид слева направо. Чтобы миновать эту полосу, такой звезде нужно около тысячи лет. Второй раз она проходит ее справа налево и для этого нужно уже 350000 лет. В это время в недрах звезды уже началось ядерное превращение гелия в углерод, поэтому звезда перемещается по диаграмме Г-Р медленно, ее движением «управляет» горение гелия. Что происходит со звездой, которая достигает на своем пути область, где расположены цефеиды? Почему изменяется ее светимость, когда она находится в полосе, показанной на рис. 6.2 пунктирными линиями? Чем определяется период изменения яркости? Сегодня мы знаем, что меняется не только светимость: звезда периодически увеличивается и уменьшается в размерах в такт с изменением яркости. Такая звезда пульсирует. Почему же пульсируют звезды, когда они находятся в определенной полосе на диаграмме Г-Р?

Строго говоря, ответ на этот вопрос можно найти уже в книге Эддингтона о внутреннем строении звезд, которая вышла в 1926 г. Однако сэр Артур С. Эддингтон, умерший в 1944 г., так и не узнал, насколько близко он подошел к разгадке поведения пульсирующих звезд почти за двадцать лет до того. Следующий большой шаг в решении этой проблемы вслед за Эддингтоном сделал в 1952 г. советский математик Сергей Жевакин. Но вначале его работа была мало кому известна. Только в 1961–1961 годах Джон Кокс из Боулдера (Колорадо) и Норман Бейкер (Нью-Йорк) вместе со мной провели в Мюнхене более точные расчеты, которые подтвердили теорию Эддингтона — Жевакина для пульсации цефеид. Еще и сегодня мы не можем детально объяснить все свойства таких звезд, однако в основном понимаем, почему они пульсируют. Я покажу это на примере простой модели. Конечно же, такая модель позволяет объяснить только главные эффекты.

Гравитационные силы удерживают звездное вещество от разлетания. В нормальной звезде давление газа и сила тяжести в точности уравновешивают друг друга. Простая модель позволяет рассмотреть некоторые особенности такого равновесия, о котором мы часто говорили выше. На рис. 6.5, а показан подвижный тяжелый поршень, который может перемещаться в цилиндре. В цилиндре под поршнем находится газ. Поршень сжимает этот газ и мешает молекулам газа разлететься. Сила тяжести прижимает поршень вниз, однако он не может опуститься до самого дна. Он находится на определенной высоте над дном цилиндра. Если поршень опустится ниже, то газ под ним дополнительно сожмется, его давление возрастет и вернет поршень обратно в положение равновесия. Когда поршень неподвижен, его вес в точности компенсируется давлением газа под ним. Такое состояние очень похоже на равновесие между силой тяжести и давлением газа в любой точке в недрах звезды.

Если же мы теперь специально выведем поршень из равновесия и немного прижмем его вниз, то поршень начнет колебаться. Если поршень опустится ниже положения равновесия, то давление сжавшегося газа превысит его вес и вытолкнет поршень обратно. Если же он поднимется выше положения равновесия, то давление газа упадет, и сила тяжести вновь вернет поршень вниз. Теперь поршень уже не будет оставаться в положении равновесия. Если он однажды придет в движение, то затем уже будет по инерции проскакивать положение равновесия и начнет колебаться вверх и вниз между двумя крайними точками. Газ при этом служит своего рода пружиной. При сжатии поршень передает газу часть своей энергии. Во время расширения газа эта энергия возвращается поршню. Потери энергии не происходит, поскольку в нашей модели трение пренебрежимо мало. При таких условиях поршень будет перемещаться в цилиндре бесконечно долго. Если трение отсутствует, то максимальное отклонение поршня от средней точки будет постоянным. Период движения поршня зависит от характеристик нашей модели, например от массы поршня и от средней температуры газа.

Поведение звезд в общих чертах напоминает нашу модель. Если сжать звезду равномерно со всех сторон, а затем «отпустить», то возросшее давление газа будет расталкивать звездное вещество во все стороны наружу, и диаметр звезды превысит равновесное значение. После этого сила тяжести окажется больше давления газа. Она будет возвращать газ в сторону центра звезды. Звезда начнет пульсировать. Если ее однажды вывести из равновесия, то затем эти пульсации будут продолжаться долго. Период пульсации звезды можно вычислить по аналогии с периодом пульсации нашего поршня, зная ее свойства: массу, распределение температуры по глубине, а также ее внутреннее строение.

Однако мы слишком упростили нашу модель — как для поршня, так и для звезды. На поршень, конечно же, действуют силы трения. Размах его колебаний будет постепенно уменьшаться под действием этих сил, и, наконец, колебания затухнут. Спустя некоторое время поршень остановится (см. рис. 6.5, б). В недрах звезды тоже происходят процессы, подобные трению, которые тормозят ее колебания. Можно рассчитать, что если искусственно вывести звезду из равновесия, то она совершит всего 5-10 тысяч колебаний. Чтобы вернуться в равновесие, звезде потребуется лишь около 100 лет. Однако наблюдения показывают, что звезда Дельта Цефея, открытая в 1784 г., пульсирует с неизменной силой. Что же служит мотором, который поддерживает пульсации этих звезд, хотя они, казалось бы, должны были затухнуть за относительно короткое время?

Эддингтон предложил в своей книге один из возможных способов объяснения такого процесса. Сквозь внешние слои каждой звезды проникает излучение, возникающее в ее центре. Чтобы имитировать этот процесс с помощью нашей модели, представим себе, что цилиндр изготовлен из прозрачного материала, а сквозь него проходит мощное световое излучение (см. рис. 6.5, в). Газ внутри цилиндра, как и звездное вещество, не совсем прозрачен. Он поглощает часть этого излучения.