Затменные переменные звезды
Затменные переменные звезды
Затменными переменными именуются такие неразрешимые в телескопы тесноватые пары звезд, видимая звездная величина которых изменяется вследствие временами наступающих для земного наблюдающего затмений 1-го компонента системы другим. В данном случае звезда с большей светимостью именуется главной, а с наименьшей — спутником. Обычными примерами звезд этого типа являются звезды Алголь b Персея) и b Лиры. Вследствие часто происходящих затмений главной звезды спутником, также спутника главной звездой суммарная видимая звездная величина затменных переменных звезд изменяется временами.
График, изображающий изменение потока излучения звезды с течением времени, именуется кривой блеска. Момент времени, в который звезда имеет меньшую видимую звездную величину, именуется эрой максимума, а самую большую — эрой минимума. Разность звездных величин в минимуме и максимуме именуется амплитудой, а просвет времени меж 2-мя поочередными максимумами либо минимумами — периодом переменности. У Алголя, к примеру, период переменности равен 2d 20h 49m, а у b Лиры — 12d 21h 48m.
По нраву кривой блеска затменной переменной звезды можно отыскать элементы орбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры компонент, а в неких случаях даже получить представление об их форме. На всех кривых приметны два минимума: глубочайший (главный, соответственный затмению главной звезда спутником), и слабенький (вторичный), возникающий, когда основная звезда затмевает спутник.
На основании детализированного исследования кривых блеска можно получить последующие данные о компонентах затменных переменных звезд:
1. Нрав затмений (личное, полное либо центральное) определяется наклонением i и размерами звезд. Когда i = 90ё, затмение центральное, как у b Лиры. В тех случаях, когда диск одной звезды стопроцентно перекрывается диском другой, надлежащие области кривой блеска имеют соответствующие плоские участки (как у IH Кассиопеи), что гласит о всепостоянстве общего потока излучения системы в течение некого времени, пока наименьшая звезда проходит перед либо за диском большей. В случае только личных затмений минимумы острые (как у RX Геркулеса либо b Персея).
2. На основании длительности минимумов находят радиусы компонент R1 и R2 , выраженные в толиках большой полуоси орбиты, потому что длительность затмения пропорциональна поперечникам звезд.
3. Если затмение полное, то по отношению глубин минимумов можно отыскать отношение светимостей, а при узнаваемых радиусах, — также и отношение действенных температур компонент.
4. Отношение промежутков времени от середины головного минимума до середины вторичного минимума и от вторичного минимума до последующего головного минимума находится в зависимости от эксцентриситета орбиты е и долготы периастра w. Поточнее, фаза пришествия вторичного минимума находится в зависимости от произведения е cos w. Если вторичный минимум лежит в центре меж 2-мя главными минимумами (как у RX Геркулеса), то орбита симметрична относительно луча зрения и, а именно, может быть радиальный. Асимметрия положения вторичного минимума позволяет отыскать произведение е cos w.
5. Наклон кривой блеска, время от времени наблюдаемый меж минимумами, позволяет количественно оценить эффект отражения одной звездой излучения другой, как, к примеру, у b Персея.
6. Плавное изменение кривой блеска, как, к примеру, у b Лиры, гласит об эллипсоидальности звезд, вызванной приливным воздействием очень близких компонент двойных звезд. К таким системам относятся звезды типа b Лиры и W Большой Медведицы . В данном случае по форме кривой блеска можно установить форму звезд.
7. Детализированный ход кривой блеска в минимумах время от времени позволяет судить о законе потемнения диска звезды к краю. Выявить этот эффект, обычно, очень тяжело. Но, в отличие от Солнца, это единственный имеющийся в текущее время способ исследования рассредотачивания яркости по дискам звезд.
В конечном итоге на основании вида кривой блеска затменной переменной звезды в принципе можно найти последующие элементы и свойства системы:
i — наклонение орбиты;
Р — период;
Т — эра головного минимума;
е — эксцентриситет орбиты;
w — долгота периастра;
R1 и R2 — радиусы компонент, выраженные в толиках большой полуоси; для звезд типа b Лиры — эксцентриситеты эллипсоидов, представляющих форму звезд;
L1/L2 — отношение светимостей компонент либо их температур T1/T2 .
Для неких особенных типов звезд (к примеру, Вольфа — Райе), если они затменные, удается отыскать ряд дополнительных черт.
Задачка определения всех этих величин очень сложна и далековато не всегда может быть решена до конца. Обычно по общему виду кривой блеска поначалу грубо определяют тип и поименную ориентацию орбиты, после этого точно рассчитываются элементы орбиты. В текущее время понятно выше 4000 затменных переменных звезд разных типов. Малый узнаваемый период — наименее часа, больший — 57 лет.
Информация о затменных звездах становится более полной и надежной при дополнении фотометрических наблюдений спектральными.