Шпаргалки ао "Астрономии"

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.

 

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.

 

§ 157. Спектрально-двойные звезды

 

В спектрах некоторых звезд наблюдается  периодическое раздвоение или колебание

положения спектральных линий. Если эти звезды являются затменными переменными,

то колебания  линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. При

этом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к лучу

зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно нулю. В

остальные моменты времени наблюдается  раздвоение спектральных линий, общих  для

спектров  обеих звезд. Наибольшей величины раздвоение линий достигает при

наибольшей  лучевой скорости компонентов, одного - в направлении к наблюдателю, а

другого - от него. Если наблюдаемый спектр принадлежит только одной звезде (а

спектр  второй не виден из-за ее слабости), то вместо раздвоений линий

наблюдается их смещение то в красную, то в синюю  часть спектра. Зависимость от

времени лучевой скорости, определенной по смещениям линий, называется кривой

лучевых скоростей. Для каждого случая, изображенного  на рис. 207, справа

приведены соответствующие кривые лучевых  скоростей. Форма кривой лучевых

скоростей определяется только двумя параметрами: эксцентриситетом орбиты е и

долготой  периастра w.

 

Таким образом, комбинацию этих двух параметров, или  оба их в отдельности, можно

определить, если известна кривая лучевых скоростей.

Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основании

спектральных  наблюдений, называются спектрально-двойными. В отличие от затменных

переменных  звезд, у которых плоскости их орбит составляют весьма малый угол с

лучом зрения (i " 90°), спектрально-двойные звезды могут наблюдаться и в тех

случаях, когда этот угол много больше, т.е. когда i сильно отличается от 90°. И

только  если плоскость орбиты близка к картинной  плоскости, движение звезд не

вызывает  заметного смещения линий, и тогда  двойственность звезды обнаружена быть

не может.

Если  плоскость орбиты проходит через  луч зрения (i = 90°), то наибольшее

смещение  спектральных линий позволяет определить значение полной скорости V

движения  звезд относительно центра масс системы  в двух диаметрально

противоположных точках орбиты. Эти значения являются экстремумами кривой лучевых

скоростей. Поскольку долгота периастра w и  эксцентриситет известны на основании

вида  кривой лучевых скоростей, тем самым  на основании теории эллиптического

движения  удается определить все элементы орбиты. Если же i ¹ 90°, то получаемые

из наблюдений значения лучевых скоростей равны  Vr  = V sin i. Поэтому, хотя

спектроскопически могут быть найдены абсолютные значения линейных параметров

орбиты (выраженных в километрах), все они  содержат неопределенный множитель  sin

i, который нельзя определить из спектроскопических наблюдений.

Из сказанного ясно, что в тех случаях, когда  кривая лучевых скоростей известна

для затменно-переменной звезды (для которой можно определить i), получаются

наиболее  полные и надежные элементы орбиты и характеристики звезд. При этом все

линейные  величины определяются в километрах. Удается найти не только размеры  и

формы звезд, но даже и их массы.

В настоящее  время известно около 2500 звезд, двойственная природа которых

установлена только на основании спектральных наблюдений. Примерно для 750 из них

удалось получить кривые лучевых скоростей, позволяющие найти периоды обращения  и

форму орбиты.

Изучение  спектрально-двойных звезд особенно важно, так как оно позволяет

получить  представление о массах удаленных. объектов большой светимости и,

следовательно, достаточно массивных звезд.

Тесные  двойные системы представляют собою  такие пары звезд, расстояние между

которыми  сопоставимо с их размерами, При  этом существенную роль начинают играть

приливные взаимодействия между компонентами. Под действием приливных сил

поверхности обеих звезд перестают быть сферическими, звезды приобретают

эллипсоидальную форму и у них возникают  направленные друг к другу приливные

горбы, подобно лунным приливам в океане Земли.

Форма, которую принимает тело, состоящее  из газа, определяется поверхностью,

проходящей  через точки с одинаковыми  значениями гравитационного потенциала. Эти

поверхности называются эквипотенциальными. Газ  может свободно течь вдоль

эквипотенциальной поверхности, что и определяет равновесную  форму тела. Для

одиночной невращающейся звезды эквипотенциальные поверхности, очевидно, -

концентрические сферы с центром, совпадающим  с центром масс. Это объясняет

сферичность обычных звезд. Для тесной двойной системы эквипотенциальные

поверхности имеют сложную форму и образуют несколько семейств кривых. Характер

их легко  представить, если внимательно посмотреть на сечение критических

поверхностей, разделяющих эти семейства (см. рис. 206). Самая внутренняя из них

восьмеркой  охватывает обе звезды и проходит через первую (внутреннюю) точку

Лагранжа L1 (§ 56). Эта поверхность ограничивает область, называемую внутренней,

полостью  Роша, состоящую из двух замкнутых объемов, в каждом из которых

располагаются эллипсоиды эквипотенциальных поверхностей, определяющих форму

деформированных приливным взаимодействием звезд. Две другие критические

поверхности проходят соответственно через вторую и третью (внешние) точки

Лагранжа, причем последняя поверхность ограничивает еще две полости, содержащие

точки Лагранжа L4 и L5 . Если внешние слон звезд выходят  за пределы внутренней

полости Роша, то, растекаясь вдоль эквипотенциальных поверхностей, газ может,