П.И.Бакулин, Э.В.Кононович, В.И. Мороз - Курс общей астрономии

наблюдений. Наконец, истинное значение большой полуоси орбиты а и видимое а’ связаны очевидным соотношением а' = a cos i.(11.24)

Из наблюдений а' и, следовательно, а получаются в угловой мере. Только зная параллакс звезды, можно найти значение большой полуоси в астрономических единицах (а.е.).

В настоящее время зарегистрировано свыше 60 000 визуально-двойных систем. Примерно у 2000 из них удалось обнаружить орбитальные движения с периодами от наименьшего 2,62 года у e Ceti до многих десятков тысяч лет. Однако надежные орбиты вычислены примерно для 500 объектов с периодами, но превышающими 500 лет.

§ 156. Затменные переменные звезды

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 рис. 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 = 90°, затмение центральное, как у b Лиры (см. рис. 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 (рис. 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.