АСТРОНОМИЯ

Затменными переменными называются такие неразрешимые в телескопы тесные пары

звезд, видимая звездная величина которых меняется вследствие периодически

наступающих для земного наблюдателя затмений одного компонента системы другим. В

этом случае звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей -

спутником. Типичными примерами звезд этого типа являются звезды Алголь b

Персея) и b  Лиры. Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды

спутником, а также спутника главной звездой суммарная видимая звездная величина

затменных переменных звезд меняется периодически.

График, изображающий изменение потока излучения звезды со временем, называется

кривой блеска. Момент времени, в который звезда имеет наименьшую видимую

звездную величину, называется эпохой максимума, а наибольшую - эпохой минимума.

Разность звездных величин в минимуме и максимуме называется амплитудой, а

промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами -

периодом переменности. У Алголя, например, период переменности равен 2d 20h 49m,

а у b  Лиры - 12d 21h  48m.

По характеру кривой блеска затменной переменной звезды можно найти элементы

орбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры компонентов, а в

некоторых случаях даже получить представление об их форме. На 205 показаны

кривые блеска некоторых затменных переменных звезд вместе с полученными на их

основании схемами движения компонентов. На всех кривых заметны два минимума:

глубокий (главный, соответствующий затмению главной звезда спутником), и слабый

(вторичный), возникающий, когда главная звезда затмевает спутник.

На основании детального изучения кривых блеска можно получить следующие данные о

компонентах затменных переменных звезд:

1. Характер затмений (частное, полное или центральное) определяется наклонением

i и размерами звезд. Когда i = 90ё, затмение центральное, как у b  Лиры (см.

203). В тех случаях, когда диск одной звезды полностью перекрывается диском

другой, соответствующие области кривой блеска имеют характерные плоские участки

(как у IH Кассиопеи), что говорит о постоянстве общего потока излучения системы

в течение некоторого времени, пока меньшая звезда проходит перед или за диском

большей. В случае только частных затмений минимумы острые (как у RX Геркулеса

или b  Персея).

2. На основании продолжительности минимумов находят радиусы компонентов R1 и R2

, выраженные в долях большой полуоси орбиты, так как продолжительность затмения

пропорциональна диаметрам звезд.

3. Если затмение полное, то по отношению глубин минимумов можно найти отношение

светимостей, а при известных радиусах, - также и отношение эффективных

температур компонентов.

4. Отношение промежутков времени от середины главного минимума до середины

вторичного минимума и от вторичного минимума до следующего главного минимума

зависит от эксцентриситета орбиты е и долготы периастра w. Точнее, фаза

наступления вторичного минимума зависит от произведения е cos w. Если вторичный

минимум лежит посередине между двумя главными минимумами (как у RX Геркулеса),

то орбита симметрична относительно луча зрения и, в частности, может быть

круговой. Асимметрия положения вторичного минимума позволяет найти произведение

е cos w.

5. Наклон кривой блеска, иногда наблюдаемый между минимумами, позволяет

количественно оценить эффект отражения одной звездой излучения другой, как,

например, у b  Персея.

6. Плавное изменение кривой блеска, как, например, у b  Лиры, говорит об

эллипсоидальности звезд, вызванной приливным воздействием очень близких

компонентов двойных звезд. К таким системам относятся звезды типа b  Лиры и W

Большой Медведицы ( 206). В этом случае по форме кривой блеска можно

установить форму звезд.

7. Детальный ход кривой блеска в минимумах иногда позволяет судить о законе

потемнения диска звезды к краю. Выявить этот эффект, как правило, очень трудно.

Однако, в отличие от Солнца, это единственный имеющийся в настоящее время метод

изучения распределения яркости по дискам звезд.

В итоге на основании вида кривой блеска затменной переменной звезды в принципе

можно определить следующие элементы и характеристики системы:

i - наклонение орбиты; Р - период; Т - эпоха главного минимума; е -

эксцентриситет орбиты; w - долгота периастра; R1 и R2  - радиусы компонентов,

выраженные в долях большой полуоси; для звезд типа b  Лиры - эксцентриситеты

эллипсоидов, представляющих форму звезд; L1/L2 - отношение светимостей

компонентов или их температур T1/T2 .

Для некоторых особых типов звезд (например, Вольфа - Райе), если они затменные,

удается найти ряд дополнительных характеристик.

Задача определения всех этих величин весьма сложна и далеко не всегда может быть

решена до конца. Обычно по общему виду кривой блеска сначала грубо определяют

тип и поименную ориентацию орбиты, после чего точно вычисляются элементы орбиты.

В настоящее время известно свыше 4000 затменных переменных звезд различных

типов. Минимальный известный период - менее часа, наибольший - 57 лет.

Информация о затменных звездах становится более полной и надежной при дополнении

фотометрических наблюдений спектральными.