Затменно–двойные звезды - конспект -  Астрономия, Конспект из Астрономия
filizia
filizia11 June 2013

Затменно–двойные звезды - конспект - Астрономия, Конспект из Астрономия

PDF (292.0 KB)
4 страница
1000+количество посещений
Описание
Rybinsk State Academy of Aviational Technology. Лекции и рефераты по Астрономии. Затменными переменными называются неразрешимые в телескопы тесные пары звезд, видимая звездная величина которых меняется вследствие перио...
20очки
пункты необходимо загрузить
этот документ
скачать документ
предварительный показ3 страница / 4
это только предварительный показ
консультироваться и скачать документ
это только предварительный показ
консультироваться и скачать документ
предварительный показ закончен
консультироваться и скачать документ
это только предварительный показ
консультироваться и скачать документ
это только предварительный показ
консультироваться и скачать документ
предварительный показ закончен
консультироваться и скачать документ

Затменно–двойные звезды

Затменными переменными называются 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 ( Персея) и  Лиры. Вследствие

регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а также

спутника главной звездой суммарная видимая звездная величина затменных

переменных звезд меняется периодически.

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 2d20h49m, а у  Лиры– 12d21h48m.

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. 4 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 звезды спутником), и слабый

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

docsity.com

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

 Лиры (рис. 5). 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

Рис. 4. Кривые блеска затменных переменных звезд и схематическое положение звезд во время

затмения.

docsity.com

случае только частных затмений минимумы острые (как у RX Геркулеса или

 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 . Точнее, фаза наступления вторичного минимума

зависит от произведения . Если вторичный минимум лежит посередине между двумя главными минимумами (как у RX Геркулеса), то

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

cose

Рис. 5. Система эквипотенциальных поверхностей гравитационного поля тесной двойной системы  Лиры. Главная звезда В8 с массой 1 63M M , спутник F с

2 42M M . L1,2,3,4,5 - точки Лагранжа.

docsity.com

круговой. Асимметрия положения вторичного минимума позволяет найти

произведение .

5. Наклон кривой блеска, иногда наблюдаемый между минимумами,

позволяет количественно оценить эффект отражения одной звездой

излучения другой, как, например, у  Персея.

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

об эллипсоидальности звезд, вызванной приливным воздействием очень

близких компонентов двойных звезд. К таким системам относятся звезды

типа  Лиры и W Большой Медведицы (см. рис. 5). 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 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; Т – период; – эпоху

главного минимума; е – эксцентриситет орбиты;  – долготу периастра; R1 и

R2 – радиусы компонентов, выраженные в долях большой полуоси; для звезд

типа  Лиры – эксцентриситеты эллипсоидов, представляющих форму звезд;

L1/L2 – отношение светимостей компонентов или их температур .

В настоящее время известно свыше 4000 затменных переменных звезд

различных типов. Минимальный известный период – около часа,

наибольший – 57 лет. Информация о затменных звездах становится более

полной и надежной при дополнении фотометрических наблюдений

спектральными. [4,6].

cose

0 2

0 1 /TT

docsity.com

комментарии (0)
не были сделаны комментарии
Напиши ваш первый комментарий
это только предварительный показ
консультироваться и скачать документ
Docsity не оптимизирован для браузера, который вы используете. Войдите с помощью Google Chrome, Firefox, Internet Explorer 9+ или Safari! Скачать Google Chrome