Почему кривая блеска алголя за период имеет два минимума кратко

Обновлено: 05.07.2024

Математическая обработка кривой изменения блеска дает возможность получить ценную информацию о двойной системе. Приведем простейший пример, предположив, что обе компоненты шарообразны и движутся вокруг общего центра масс системы по круговым орбитам. Если обозначить через массу и через радиус орбиты первой компоненты, через — массу и — радиус орбиты второй компоненты, то из определения центра массы следует, что

так как цептр масс расположен между компонентами на расстояниях от них, обратно пропорциональных их массам.

Обозначим расстояние между центрами компонент, т. е. радиус относительной орбиты, через

радиус первой компоненты через , а радиус второй компоненты через . Тогда отношения

являются двумя элементами системы, подлежащими определению.

Если — блеск первой, а — блеск второй компоненты, то суммарный блеск системы вне затмения

Разделим последнее равенство на Е и введем обозначения — третий и четвертый элементы системы. Они связаны, очевидно, соотношением

Есть еще и пятый элемент системы. Плоскость, перпендикулярная к лучу зрения, называется картинной плоскостью. Плоскость относительной орбиты двойной звезды пересекает картинную плоскость по прямой линии, называемой линией узлов. Сама плоскость орбиты наклонена к картинной плоскости под углом i, который называется наклонением орбиты. Это и есть пятый элемент орбиты. У затменных переменных звезд наклонение i мало отличается от 90°, иначе не происходило бы затмений.

Из кривой изменения блеска можно найти все пять элементов. Особенно надежно они определяются при полном затмении. Начнем с вычисления . Допустим, что первая компонента имеет больший радиус и во время главного минимума полностью закрывает от нас меньшую (но более яркую) компоненту, обладающую радиусом

Вне затмения мы воспринимаем полный блеск Е системы; пусть звездная величина в максимуме блеска равна то. Во время полной фазы затмения мы воспринимаем свет только от большой звезды, блеск которой равен Тогда, если звездная величина во время полной фазы затмения равна то по формуле (2)

Найдя по логарифму число, получим , а затем и -

Приведем численный пример. У звезды типа Алголя U Цефея наблюдается полное затмение (рис. 7). Звездная величина в максимуме а во время полной фазы затмения Поэтому

Определить и значительно труднее, так как для этого надо отыскать наклонение орбиты. Такой метод существует, но мы упростим задачу, положив (с некоторой погрешностью) 90°, т. е. примем, что затмение не только полное, но и центральное. На рис. 8 изображены обстоятельства затмения при двух положениях дисков компонент: в начале затмения (рис. 8, а) и в момент начала его полной фазы (рис. 8, б).

Рис. 7. Часть кривой изменения блеска U Цефея. Затмение полное; D — продолжительность затмения; d — продолжительность полной фазы, в течение которой блеск звезды сохраняет постоянное минимальное значение.

Рис. 8. Положения компонент: а — в начале затмения; б — в начале полной фазы. Внизу изображены расположения малой компоненты на относительной орбите.

Диск большой звезды покрыт штриховкой; во время затмения малая компонента заходит за большую.

В начале затмения диски компонент находятся во внешнем касании. Поэтому расстояние между центрами дисков а угол в орбите равен .

При начале полной фазы затмения диски находятся во внутреннем касании и расстояние между их центрами равно а соответствующий угол в орбите равен .

Обозначив радиус относительной орбиты через а, из треугольников находим

Разделив равенства на а и учитывая формулы (11), получим

Чтобы решить эти уравпения относительно надо знать углы их находят из кривой изменения блеска.

Если орбита круговая, то орбитальная скорость постоянна и угол растет пропорционально времепи, увеличиваясь на 360° за период Р. Выразив в долях периода продолжительность затмения D и продолжительность полной фазы d, найдем

Теперь можно решить уравнения (12) и получить значения Г] и

Применим формулы и (13) к звезде U Цефея, кривая блеска которой изображена на рис. 7. Период суток. Из кривой блеска следует, что откуда Решая уравнения, получаем

Все элементы системы найдены, по это еще не все. Обратим внимание на некоторые особенности этой двойной звезды. Сумма радиусов звезд равна 0,482, а расстояние между центрами принято за единицу. На долю расстояния между поверхностями звезд остается

Далее, радиус большой звезды а на долю ее излучения приходится всего общего излучения системы. Малая же звезда обладает гораздо большей светимостью. Такое распределение излучения между компонентами вызвано различием их температур. Попробуем их оценить.

Принимая приближенно, что яркость пропорциональна четвертой степени температуры (что строго только для болометрических звездных величин), находим Так как в максимуме блеска спектральный класс U Цефея то мы можем принять Т = 12 000°. Тогда что хорошо согласуется с ее спектральным классом в первичном минимуме блеска, когда к нам доходит свет только от большей компоненты — субгиганта.

К сожалению, из кривой изменения блеска нельзя определить ни абсолютные размеры системы, ни массы компонент. Для этого надо иметь еще и спектральные наблюдения — определения лучевых скоростей звезд. В § 3 было сказано, что по смещениям спектральных линий можно определить скорость движения источника излучения вдоль луча зрения. Как это видно из рис. 9, при орбитальных движениях компонент проекции их скоростей на луч зрения периодически изменяются в зависимости от положения на орбите. На рис. 10 изображены изменения лучевых скоростей в системе U Цефея.

Рис. 9. Изменение лучевых скоростей компонент при их движении вокруг центра масс С системы. Положения компонент обозначены римскими цифрами. Внизу изображен суммарный спектр системы для тех же положений. Для наглядности спектральные линии более яркой компоненты А утолщены.

Точками изображены полученные из наблюдений значения лучевой скорости яркой компоненты, а сплошной линией — кривая изменения этой скорости. Наибольшая скорость удаления (+135 км/с) наблюдается при возрасте (считая от момента минимума блеска) около двух суток. Наибольшая же скорость приближения (-110 км/с ) - около возраста, равного трем суткам. Часть непрерывной кривой отсутствует: она проведена пунктиром. Этот разрыв соответствует затмению яркой компоненты, когда ее спектр не виден. Следовательно, полуамплитуда изменения лучевых скоростей малой яркой компоненты равна

Это значение можно принять за орбитальную скорость .

Во время затмения становятся видимыми спектральные линии, принадлежащие более слабой компоненте. Наблюденные значения ее лучевой скорости изображены крестиками, а наклонная прерывистая линия представляет отрезок кривой этой лучевой скорости. По этому маленькому отрезку можно оцепить и орбитальную скорость движения второй компоненты близкую к 200 км/с. Такие звезды, двойственность которых обнаруживается но периодическим смещениям линий, называются спектрально-двойными.

Нетрудно видеть, что в момент минимума блеска обе компоненты движутся по орбитам в направлениях, перпендикулярных к лучу зрения. Поэтому в момент минимума лучевые скорости равны нулю. При угле 0, близком к 90 и 270°, лучевые скорости достигают наибольших по абсолютной величине значений. Учитывая наклонение плоскости орбиты, можно определить скорость движения каждой из компонент на ее орбите. Принимая орбиты компонент круговыми с радиусами «l и выражая период Р в секундах, а орбитальные скорости пайдем

Из рис. 10 следует, что Период . Следовательно, км и км. Поэтому, согласно формуле (10), большая полуось относительной орбиты км.

Теперь по формулам (И) можно вычислить радиусы компонент

Так как у Солнца радиус км, то радиусы компонент

По третьему закону Кеплера сумма масс компонент

где G — гравитационная постоянная, зависящая от системы единиц измерения. Если выражать расстояния в миллионах км, массы — в массах Солнца, а периоды — в сутках, то общая масса системы

Подставляя сюда находим сумму масс компонент а по формуле (9) — отношение этих масс

откуда (в массах Солнца).

Из полученных данных нетрудно найти среднюю плотность вещества обеих звезд.

Поскольку известны массы звезд в массах Солнца и их радиусы R в радиусах Солнца, имеем

где средняя плотность солнечного вещества г/см3. Тогда у малой яркой компоненты г/см3, а у большой, но слабой г/см3.

Итак, мы определили главные параметры тесной двойной системы звезды U Цефея. Вернемся к рис. 10. На его горизонтальной оси выделен отрезок, концами которого отмечены моменты начала и конца затмения.

В этом месте кривая изменения лучевой скорости яркой компоненты имеет весьма странный вид: она разрывается, резко поднимается вверх, далее скачком переходит вниз (в область отрицательных скоростей) и по окончании полной фазы затмения снова круто поднимается вверх. Чем вызвано столь странное ее поведение? Оказывается, осевым вращением затмевающейся яркой компоненты. Когда часть ее диска находится в затмении, мы воспринимаем свет от незакрытой части диска, имеющей вид серпа. Вращение компоненты смещает спектральные линии, согласно тому же эффекту Доплера, тем больше, чем более узким является серп. Разрыв кривой вызван тем, что после полной фазы свет идет от противоположной части диска — она первой появляется по окончании полной фазы затмения. Это позволяет определить скорость вращения яркой компоненты.

И, наконец, последнее. Известный американский исследователь затменно-двойных звезд О. Струве обнаружил, что во время полной фазы затмения на короткое время вспыхивают эмиссионные спектральные линии. Это означает, что яркая компонента окружена газовым кольцом, которое вращается вокруг нее подобно тому, как вращаются вокруг Сатурна, Урана и Юпитера их кольца.

В конце XVIII века английский астроном-любитель Джон Гудрайк заметил, что блеск Алголя меняется строго периодически. Через каждые двое суток, 20 часов и 49 минут его блеск воспроизводился до прежнего уровня.

Для описания периодических процессов удобно ввести фазу. Фаза — это время, выражаемое в долях периода Р. На практике фазу вычисляют следующим образом. Выбирают какой-нибудь момент времени за начальный и приписывают ему фазу, равную нулю. При наблюдении звезд, как правило, начальный момент (момент нулевой фазы) совпадает с минимумом блеска звезды. Далее замечают время наблюдения, вычитают из него начальный момент времени и делят на период. Дробный остаток деления и будет фазой. Блеск переменной звезды обычно измеряется по отношению к какой-либо постоянной звезде, находящейся поблизости. График зависимости блеска звезды от фазы называется кривой блеска.

Рис. 20. Кривая блеска Алголя

лишь предположив, что Алголь — это не одна звезда, а две. (Схема явления поясняется рис. 20.) Вращаясь одна вокруг другой с периодом 2,9 дня, звезды попеременно закрывают от нас друг друга. Закрывают, правда, не полностью, а частично. Возникает вопрос: почему один минимум глубокий, а другой мелкий? Ведь каждая из звезд затмевает одинаковую площадь своей соседки (эта площадь попросту равна площади общей части двух пересекающихся кругов). Давайте подумаем: что такое глубина затмения, чем она определяется? Вне затмения мы видим обе звезды одновременно, и блеск системы есть сумма блесков звезд.

Здесь— постоянная Стефана—

Больцмана. Собственно, пока этот закон нужен нам лишь для того, чтобы сказать довольно очевидную вещь — чем горячее тело, тем оно ярче. Теперь ясно, что Алголь состоит из звезд с разными температурами, причем на фазе нуль затмевается более горячая звезда.

Кривые блеска типа Алголя очень распространены среди переменных звезд. Сейчас известно несколько тысяч таких звезд. Для всех них характерно наличие двух минимумов с примерно постоянными участками блеска между ними. Постоянство оказывается только примерным. Почему? Ведь между затмениями мы видим обе звезды целиком, а блеск системы есть просто сумма блесков звезд. Постоянство должно быть точным. Но на кривой блеска (рис. 20) хорошо видно, что после первичного минимума блеск системы потихоньку растет к фазе 0,5, и если бы не вторичное затмение, то в этом месте был бы максимум.

Усиление блеска объясняется эффектом отражения.

Вспомним, что одна из звезд Алгол я горячее другой. Более горячая звезда подсвечивает с одной стороны холодную, поэтому один бок холодной звезды, обращенный к горячей звезде, становится чуть ярче. Горячая звезда как бы отражается в холодной. На самом деле происходит не отражение, а переизлучение, причем переизлучение с изменением длины волны света. Кстати, отражение видимого света в зеркале — это тоже переизлучение. Переизлучают электроны

в тонком слое металла, нанесенного на стекло. Но в зеркале длина волны не меняется, поэтому если вам кажется, что вы в зеркале рыжий, вы и в самом деле рыжий.

Давайте запомним получше фазовую зависимость эффекта отражения. На фазе нуль холодная звезда затмевает горячую, и значит, мы видим тыльную, наиболее холодную часть более темной звезды. По мере орбитального вращения, с увеличением фазы, мы видим все большую и большую часть подсвеченной стороны этой звезды — общий блеск системы медленно увеличивается, и к фазе 0,5 холодная звезда разворачивается своей наиболее горячей частью. Эффект отражения становится максимальным. Затем блеск системы симметрично падает к фазе 1. В системе Алголя эффект отражения мал и играет второстепенную роль. Главное — это затмения. Но представьте, что система расположена так, что компоненты не затмевают друг друга, или им нечего и нечем затмевать (такое тоже возможно!). Тогда единственной причиной изменения блеска двойной может быть эффект отражения. Дальше мы еще встретимся с двойными, у которых эффект отражения в десятки раз сильнее, чем у Алголя.

Кривая блеска — график изменения блеска небесного тела во времени. Причём, данное понятие применимо как к самосветящимся объектам (звёздам), так и к объектам Солнечной системы, которые просто отражают свет Солнца.

Определение и значение

Изменение блеска тела Солнечной системы обычно вызвано его вращением вокруг собственной оси, и кривая блеска позволяет установить период вращения.

У переменных звёзд изменение блеска часто связано с пульсациями звезды, с движением вокруг неё менее яркой звезды-компаньона (затменная переменность) и с другими причинами. Кроме того, сравнительно слабые изменения блеска звезды могут свидетельствовать о наличии у неё планет, поэтому анализ кривой блеска лежит в основе транзитного метода поиска экзопланет.

Для некоторых звёзд переменность можно определить невооружённым глазом, чтобы получить кривые блеска многих других достаточно инструментов любительской астрономии. По кривой блеска звезды можно определить немало параметров звёзд. Например, для затменных переменных — период обращения, продолжительность затмения и его полной фазы, отношение блеска компонентов, отношение их температур, отношение радиуса звезды к радиусу относительной орбиты для каждого из компонентов [1] . При наличии у звезды планеты, а также для малых тел Солнечной системы амплитуда изменения блеска составляет лишь доли процента от средней величины блеска. Поэтому в таких случаях снятие кривой блеска требует использования больших телескопов.

Примечания

↑Цесевич В.П. § 7. Что дает изучение кривой блеска звезды типа Алголя? // Переменные звезды и их наблюдение. — М .: Наука, 1980. — С. 27—35. — 176 с. — (Библиотека любителя астрономии).

Ссылки

Фотометрия
Астрономические инструменты
Астероиды
Переменные звёзды
Экзопланеты

Wikimedia Foundation . 2010 .

Полезное

Смотреть что такое "Кривая блеска" в других словарях:

Кривая блеска — зависимость видимой звездной величины переменной звезды от времени … Астрономический словарь

Переменная типа R Северной Короны — Кривая блеска R Северной короны, прототипа звёзд типа R Северной короны AAVSO Переменные типа R Северной короны (R Coronae Borealis, сокращенно RCB или R CrB) является эруптивными переменными звездами, которые изменяют свою светимость в двух… … Википедия

Переменная типа RR Лиры — Кривая блеска звезды RR Лиры: зависимость видимой звёздной величины от фазы пульсации. Переменные типа RR Лиры тип ради … Википедия

RV Тельца — Звезда Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) Тип Переменная звезда Прямое восхождение … Википедия

Переменные звёзды — I Переменные звёзды П. з. звезды, видимый блеск которых подвержен колебаниям. Многие П. з. являются нестационарными звездами; переменность блеска таких звезд связана с изменением их температуры и радиуса, истечением вещества,… … Большая советская энциклопедия

Физика звёзд — Физика звезд одна из отраслей астрофизики, изучающая физическую сторону звезд (масса, плотность, …). Содержание 1 Размеры, массы, плотность, светимость звезд 1.1 Масса звёзд … Википедия

Затменная переменная типа β Лиры — Переменные звезды типа β (бета) Лиры (EB) являются одним из подтипов класса двойных звёзд. Общий блеск двух звёзд является переменным, поскольку они обращаются вокруг общего центра масс в близкой к лучу нашего зрения плоскости. Анимация… … Википедия

R Щита — Звезда История исследования Открыватель Э. Пиготт Дата открытия 1795 год Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) Тип … Википедия

R Водолея — Двойная звезда Наблюдательные данны … Википедия

Затменные переменные - одна из разновидностей двойных звезд. Двойная звезда оказывается затменной переменной, если в момент соединения одна из ее компонент частично или полностью закрывает от наблюдателя вторую компоненту. Затмения повторяются периодически, и первая задача наблюдателя состоит в определении точного значения периодаР и момента наступления наибольшей фазы затмения М₀. Если эти значения найдены, то последующие моменты минимумов блеска вычисляются по формуле

гдеЕ - целое число (номер минимумаM_E).Предвычисленные моменты минимумов называются эфемеридой.

Следующая задача наблюдателя - построение на основе многих наблюдений кривой изменения блеска звезды. Для этого на горизонтальной оси графика откладывается время, а на вертикальной - звездная величина, либо другая величина, определяющая блеск. Блеск должен возрастать на графике вверх (а звездная величина - вниз).

Подвергая затем полученную кривую изменения блеска математической обработке, исследователь извлекает из нее ряд важных данных, называемых элементами двойной системы. Ему приходится принять радиус относительной орбиты (расстояние между центрами компонент) за единицу; тогда из кривой блеска он получит размеры компонент, выраженные в долях этой единицы, сможет вычислить относительный блеск компонент и установить, чему равно наклонение орбиты к плоскости, перпендикулярной к лучу зрения (картинной плоскости).

Каждая из затменных переменных является также спектрально-двойной. Из определения лучевых скоростей, как мы знаем (§ 74), можно определить размеры относительной орбиты и массы компонент, если знать наклонение орбиты. В данном случае оно известно, и, следовательно, для затменной переменной известны не только радиус относительной орбиты, но и радиусы звезд, а также массы в единицах CGS. Таким образом, затменные переменные - один из источников информации о весьма важных характеристиках звезд.

Рис. 169. Кривая изменения блеска Алголя

Класс затменных переменных звезд разделяется в свою очередь на несколько типов.

У некоторых звезд типа Алголя происходят полные затмения. Во время полной фазы затмения к нам доходит только тот свет, который излучает спутник, затмевающий яркую звезду. На кривой блеска в ее минимальной части мы находим в этом случае интервал постоянного (минимального) блеска, продолжительность которого позволяет судить о длительности полной фазы затмения. Практика показывает, что при наличии такого интервала элементы системы вычисляются гораздо надежнее, чем из кривых блеска при частных затмениях.

Примером звезды с продолжительной фазой полного затмения может служить красивая затменная звезда U Цефея. Вот краткие данные о ней. Моменты минимумов наступают в соответствии с формулой

M_E= 2440874,301 + 2,493041 xE

Эта формула является численной реализацией формулы (8.1); начальный момент минимума М0 выражен в ней в юлианских днях (§ 18), а период Р - в средних сутках.

Звездная величина этой звезды в максимуме блеска 6 m ,63, a в главном минимуме 9 m ,79. Вторичный минимум почти незаметен. Главное затмение длится около 10 часов, а его полная фаза - 1,9 часа. Из-за длительности затмения полный минимум в течение одной ночи пронаблюдать не удается. Поэтому кривую блеска приходится строить по наблюдениям, полученным в разные ночи (см. § 89).

Анализ кривой изменения лучевой скорости (рис. 170) и кривой блеска привел к следующим выводам: радиус относительной орбиты (расстояние между центрами компонент) составляет 10,22 млн. км, радиус яркой звезды 2,2 млн. км, а радиус менее яркого спутника - 3,2 млн. км меньшая по размерам яркая звезда излучает 95% света ввей системы, а больший спутник - только 5%!

Масса яркой звезды равна 4,30 массы Солнца, а спутника -2,58; средняя плотность вещества яркой звезды (спектрального класса В8) равна 0,19 г/см 3 , а спутника (субгиганта спектрального класса G) 0,039 г/см 3 .

Период звезды оказался переменным (он постепенно увеличивается); поэтому рекомендуем ее регулярно наблюдать (см. § 88). Для этой цели приводим на рис. 171 карту ее окрестностей и звездные величины звезд сравнения, которые необходимы при наблюдениях.

Обратим теперь внимание на поведение лучевой скорости этой звезды во время главного минимума блеска. На рис. 170 кривая лучевой скорости яркой звезды изображена сплошной линией. Ее плавный ход нарушается во время главного затмения. Здесь кривая проведена пунктиром. Это изменение лучевой скорости вызвано орбитальным движением. Штрихами изображена кривая изменения лучевой скорости спутника. Его спектр виден только во время затмения, и потому на рис. 170 изображен только отрезок кривой. В тот момент, когда пунктирная и штриховая линии пересекаются, наступает минимум блеска; в этот момент обе компоненты движутся перепендикулярно лучу зрения и их лучевые скорости должны быть равны нулю.

Такой сложный вид кривой изменения лучевой скорости вызван сложением двух эффектов - орбитального движения и вращения яркой звезды вокруг ее оси. Дело в том, что перед наступлением полной фазы затмения почти весь диск яркой компоненты закрыт спутником, за исключением узкого серпа, который в результате осевого вращения удаляется от нас. После окончания полной фазы из-за спутника появляется другой край яркой звезды, который к нам приближается. Таким образом, размах разрыва кривой лучевых скоростей позволяет определить скорость вращательного движения на экваторе яркой звезды. Оказалось, что у U Цефея скорость вращательного движения равна 200 км/сек, так что период осевого вращения оказался в 4,5 раза короче периода орбитального обращения.

Рис. 171. Карта окрестностей U Цефрея. Звездные величины звезд сравнения: а = 6,38, b = 6,73, с = 7,20, d = 7,80, е = 8,41; f =9,12, g =9,54. На карте помечена также неправильная переменная RX Цефрея

Иногда встречаются звезды типа Алголя, у которых обе компоненты имеют почти равные размеры и блеск. Тогда первичный и вторичный минимумы имеют почти равную глубину, как, например, у WW Возничего. При круговой орбите кривая блеска симметрична, т. е. промежутки времени между первичным и вторичным минимумами блеска, а также между вторичным и последующим первичным - одинаковы и равны половине периода обращения.

Если же орбита эллиптическая, то первичный и вторичный минимумы расположены несимметрично. Такое явление было обнаружено у RU Единорога (рис. 172). Исследовавший эту звезду Д. Я. Мартынов показал, что орбита медленно поворачивается в ее плоскости, и кривая блеска прогрессивно изменяет свой вид. На рис. 172 изображены четыре кривые изменения блеска, совмещенные первичными минимумами. Из него хорошо видно, как за время наблюдений с 1907 по 1965 г. изменялась форма кривой блеска, как смещался вторичный минимум по отношению к первичному. В правой части рисунка изображены различные положения орбиты; мы видим, как перемещалась против часовой стрелки большая ось орбиты. Продолжительность периода отмечена горизонтальной чертой в верхней части рисунка.

Рис. 316. Кривая изменения блеска RU Единорога и ее изменения в результате вращения линии апсид

Второй тип затменных переменных - звезды типа Р Лиры. Кривая изменения блеска этой звезды (рис. 173) обладает двумя округлыми максимальными частями, что вызвано отличием фигур компонент от шаровой. Обе компоненты вытянуты под влиянием приливных сил навстречу друг другу, т. е. имеют продолговатую форму. Первичный и вторичный минимумы имеют разную глубину.

Рис. 173. Кривая изменения блеска β Лиры

Третий тип затменных переменных - звезды типа W Большой Медведицы. Это звезды, похожие на β Лиры, но имеющие короткие периоды обращения (у W Большой Медведицы период равен 0,333638 суток) и равные (или почти равные) по глубине минимумы блеска - первичный и вторичный (рис. 174). Компоненты этих двойных систем сильно вытянуты и находятся почти в соприкосновении друг с другом.

На рисунке 175 избражено распределение численности затменных звезд в зависимости от их орбитального периода. Из него мы видим, что наименьшими периодами обладают звезды типа W Большой Медвицы (W) и что их очень много. Самыми продолжительными периодами обладают звезды типа Алголя (А), и больше всего их при логарифме периода 0,1, т. е. при периоде, немного

большем суток. Гистограмма, помеченная знаком β, изображает изменение численности звезд типа Р Лиры. Она промежуточная между W и А. Мы видим, что звезд типа β Лиры гораздо меньше, чем систем типа Алголя и W Большой Медведицы.

Рис. 174. Кривая изменения блеска W Большой Медведицы

Существует еще четвертый тип затменных звезд - эллипсоидальные. Это не двойные системы. Одиночная звезда, имеющая вытянутую эллипсоидальную форму, вращается вокруг оси, что приводит к небольшим изменениям размеров обращенного к наблюдателю диска звезды и вызывает очень небольшие колебания блеска. Такие звезды могут наблюдаться только с помощью очень точных фотометров. Для любительских наблюдений они интереса не представляют.

Рис. 175. Распределение численности затменных звезд различных типов в зависимости от продолжительности их периода. W - звезды типа W Большой Медведицы, β - типа β Лиры, А - типа Алголя

На первых порах предполагали, что обе компоненты затменной двойной системы обладают тонкими фотосферами, резко очерченными дисками и разделяющее их пространство не содержит вещества. Впоследствии спектральные наблюдения показали, что действительность много сложнее. Так, например, у многих затменных звезд во время полного затмения наблюдаются эмиссионные спектральные линии. Они возникают в кольцеобразной оболочке яркой звезды, вращающейся вокруг нее наподобие кольца Сатурна.

Рис. 176. Сечение поверхности Роша плоскостью орбиты тесной двойной системы. G - центр системы, М1 - массивная, М2 - менее массивная компоненты. L1 - точка соприкосновения полостей Роша

После изучения этой проблемы была создана физическая классификация тесных двойных систем. Если размеры компонент много меньше размеров соответствующих полостей Роша, то такую систему называют разделенной. Если же одна из компонент погружена в свою полость Роша, а вторая ее заполняет, то система называется полуразделенной (к такому типу систем принадлежит U Цефея). Если же обе компоненты заполняют свои полости, то система называется контактной (β Лиры, W Большой Медведицы).

Сведения о некоторых затменных звездах, которые мы рекомендуем для визуальных наблюдений, приведены в Дополнении III.

Затменные переменные звезды, часто называемые затменно-двойными, это, по существу, спектрально-двойные звезды, компоненты которых, имея постоянную светимость, обращаются вокруг общего центра масс по орбитам, расположенным в плоскости, проходящей через Землю. Поэтому в процессе обращения компоненты затменно-двойной звезды периодически частично или полностью заслоняют (затмевают) друг друга от наблюдателя. Вне затмений до наблюдателя доходит свет от обоих компонентов, а во время затмений свет ослабляется затмевающим компонентом и наблюдатель фиксирует уменьшение блеска звезды.

Изменение видимой яркости переменной звезды во времени изображается в виде графика, называемого кривой блеска. Вид этой кривой зависит от размеров, формы, массы, светимости и взаимного расстояния компонентов переменной звезды, а также от вытянутости их орбит и ориентировки орбит относительно наблюдателя (относительно Земли).

Изучение кривых блеска затменных переменных звезд выявило среди них три основных типа, названных по их ха рактерным представителям. Первый — это переменные звезды типа Алголя (β Персея), схема и кривая блеска которого приведена на рисунке 65. Компоненты этих звезд имеют шаровидную форму, причем размеры звезды-спутника (В) больше, а светимость меньше главной звезды (А). Оба компонента либо белого цвета с температурой около 9000—11000 К, либо главная звезда белого цвета, а звезда-спутник желтого с температурой от 5000 до 8000 К. Пока затмения нет, блеск звезды практически постоянен. При затмении главной звезды менее ярким спутником блеск резко уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную звезду уменьшение блеска незначительно (вторичный минимум) или совсем не наблюдается.

Одинаковые минимумы блеска наступают через строго определенные промежутки времени, называемые периодом переменности звезды, который равен периоду обращения компонентов. У разных звезд типа Алголя периоды переменности крайне различны, от 0,2 до 10000 суток и более. Наибольшее изменение блеска, называемое амплитудой блеска, может достигать нескольких звездных величин. Непрерывное изменение блеска в минимумах свидетельствует о частном затмении. При полном затмении на всем его протяжении блеск в минимуме остается неизменным, поэтому этот участок кривой блеска имеет трапециевидную форму. Из анализа кривой блеска можно даже вычислить радиусы и светимости компонентов.

У самого Алголя наибольший блеск равен 2,2^m, в главном минимуме блеск ослабевает до 3,5^m, а во вторичном минимуме — примерно на 0,1^m Период переменности Р = 2,867 сут = 2д20ч49м, а затмение в главном минимуме длится 9 ч 38 мин. Главная звезда белого цвета (В 8), ее радиус R = 3R0 (радиуса Солнца) и масса М = 5М0. Звезда-спутник желтого цвета (спектрального класса G 8); ее R=3,2R0, M=M0, большая полуось орбиты а = 11* 10^6 км, а средняя орбитальная скорость близка к 300 км/с.

Второй вид затменных пере менных звезд — это звезды типа β Лиры. Их блеск непрерывно и плавно изменяется в пределах примерно двух звездных величин (рис. 66). Между главными минимумами обязательно наступает менее глубокий вторичный минимум. Периоды переменности — от полусуток до нескольких суток. Характеристики этих звезд изучаются так же, как и звезд типа Алголя. Оказалось, что компоненты переменных звезд типа β Лиры принадлежат к массивным голубовато-белым и белым гигантам спектральных классов В и А. Из-за значительной массы и относительной бли зости друг к другу оба компонента подвержены сильному взаимному приливному воздействию, в результате чего приобрели эллипсоидальную форму (см. рис. 66). При обращении вокруг общего центра масс оба компонента обращены своими большими осями (выпуклостями) друг к другу и к нам последовательно поворачиваются различные стороны их эллипсоидальных фигур. Главный минимум блеска наступает при затмении главной звезды ее менее ярким спутником.

Относительная взаимная близость компонентов этого типа переменных звезд хорошо проявляется на примере самой β Лиры, радиусы компонентов которой близки к 20 R0 и 12 R0. А поскольку расстояние между их центрами равно примерно 43 R0 (3*10^7 км), то фотосферы этих звезд разделены всего лишь четвертью этого промежутка. В таких тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга, и происходит непрерывный обмен веществом, часть которого уходит в межзвездное пространство. Вследствие этого массы звезд медленно уменьшаются, а расстояние между ними и период обращения постепенно увеличиваются. Так, период переменности β Лиры Р= 12,937 сут = 12д22ч29м ежегодно увеличивается примерно на 10 с.

Но если компоненты затменно-двойной звезды сходны по размерам и светимости и настолько близки друг к другу, что их фотосферы почти соприкасаются, то вторичный минимум кривой блеска почти равен по глубине главному минимуму, а период переменности значительно меньше суток (рис. 67). Такие затменно-двойные звезды получили название звезд типа W Большой Медведицы по имени этой звезды, период переменности (и обращения) которой равен всего лишь 8 ч! Трудно представить себе ту колоссальную скорость, с которой обращаются огромные компоненты этой звезды! Спектральные классы этих звезд F и G.

Читайте также:


Основные направления и цели оценочной деятельности в основной школе

Как кабаниха относится к варваре кратко

Что нужно для посещения бассейна в детском саду

Анимационная деятельность гостиницы кратко

Какие продукты приобретала вотчина для феодала кратко