Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Формы кривых блеска звезд типа Алголя могут в разных случаях сильно различаться. Форма кривой зависит от относительного размера и поверхностной яркости звездных дисков, отношения радиуса орбиты к радиусам звезд, ориентации орбиты по отношению к лучу зрения наблюдателя, от того, является затмение центральным или нет. Ii случае центрального затмения двух сходных между собой звезд минимум имеет острую форму, интенсивность падает вдвое по отношению к фазе нормальною 6,'JccKa, что соответствует падению блеска на 0,75'"; если затмение не центральное, амплитуда меньше и в области минимального блеска кривая не имеет острой формы (рис. 125(. В обоих случаях имеем по два анало-I ичных минимума tu, и т г. отстоящих друг от друга на половину периода-Лаже в случае. ког;та один компонент значительно меньше и поэтому слабее другого, но имеет такой же блеск в расчете на единицу площади, кривая блеска включает два аналогичных минимума. Оба имеют соответственно меньшую глубину, но с участками постоянного минимального блеска. Однако чаше всего одна из звезд имеет намного меньшую поверхностную яркость (рис. 125). Только таким образом можно объяснить огромные наблюдаемые амплитуды в несколько звездных величин. В большинстве случаев меньшая звезда является более яркой и главный минимум наблюдается тогда, когда меньшая звезда находится за большей. Приведенные на рис. 125 формы кривых блеска весьма разнообразны, это относится іакже к обшим и относительным амплитудам минимумов т, и W2 ". можно найти звезды всех промежуточных форм.
Am
Рис. 126. Пример кривой блеска при чисто вращательной переменности
Остается указать на небольшую группу звезд с таким расположением орбит, что компоненты не могут затмевать друг друга. И в этом случае может иметь место переменность блеска, правда, очень малой амплитуды, если вследствие взаимного притяжения компоненты имеют эллипсоидальную форму. В соединениях, т.е. точках, когда большая ось эллипсоидов образует наименьший угол с лучом зрения, видимая поверхность системы, а тем самым и блеск минимальны (рис. 126). Наблюдаемые амплитуды чаще всего меньше 0,1"'. т.е. их можно выявить только фотоэлектрически. Число известных случаев мало, но среди них находится несколько ярких
233
Таблица 42
Общие сBORCiBi трех фотометрических классов мтмвнных звезд
Прототип
Алголь
в Лиры
W Большой Медведицы
Период, CJTKH
> 0.4
> 0.4
0.2-1.0 Л
Спектр
Об-Mi
B8-G3
F0-K4 M
Число звезд (< 12"1I
* 1000
«200
-100 Я
звезд: ЬРег. Tr5OrL aVir. Список 27 чисто эллипсоидальных переменно звезд приводит Бич (1985). Реальное число таких "эллипсоидальных переЛ менных", конечно, намного больше. В ОКПЗ эти объекты имеют обозначение El!. Некоторые авторы относят их к "вращающимся переменным" (раздел 3.7).
Распределение затменных переменных звезд по трем фотометрическим классам дает табл. 42 (см. также Хазлхерст, 1976).
Спектральные классы звезд типа Алголя, известные до настоящего времени, перекрывают интервал от Об (V444Cyg) до Ml (YYGem). Довольно крутой максимум лежит между Al и AS, в то время как распределение звезд типов в Лиры и W Большой Медведицы имеет широкий максимум.Как и можно было ожидать, звезды типа W Большой Медведицы образуют довольно однородную группу (хотя некоторые авторы делят и их на две подгруппы). В отличие от этого, свойства звезд типа Алголя лежат в намного большем диапазоне. Количественные соотношения все время меняются из-за новых открытий. Действительно, при каждом систематическом поиске открывают все новые эатменные звезды.
Даже среди ярких затменных звезд немало таких, для которых, кроме типа переменности, ничего не известно. Хорошо бы любителям астрономии, наблюдающим даже на маленьких телесколах, уделить им внимание.
4.1.4. Анализ кривой блеска
В интервале между главным и вторичным минимумами кривая блеска JJ Per (Алголя) показывает небольшой подъем, а затем спад блеска примерно на 0,1"' (рис. 125). Это эффект отражения - слабо светящийся спутник освещается более яркой и горячей главной звездой и для земного наблюдателя исчезает за ней незадолго до достижения полной фазы вторичного минимума. Па рис. 127 показано соотношение размеров в системе типа Алголя. Указано, что одна сторона слабо светящегося спутника, повернутая к горячей главной звезде, ярче другой стороны. Штриховой окружностью показано положение спутника в момент главного минимума при частном затмении.
Увеличение общего блеска системы, не связанное с затменной переменностью, наблюдается у систем с очень высокой эллиптичностью орбит в момент наименьшего расстояния между компонентами. Кроме отражения, некоторую роль может играть взаимное возбуждение ультрафиолетовым излучением. Описанное явление называют эффектом периастра. Можно
234
себе представить объекты, у которых имеет место эффект периастра. но нет затменной переменности. Таким объектом, очевидно, является КО Pup (4,9—5,2'"), в остальном родственный W Сер (см. ниже) .
Еше одно искажение кривой блеска связано с неравномерным распределением яркости по видимому диску звезды. Имеется в виду известное по Солнцу потемнение к краю диска. В большинстве случаев этот вклад можно оценить; его влияние на конечные результаты, к счастью, невелико. После внесения в наблюденную кривую блеска всех необходимых коррекций получаем "ректифицированную (исправленную) кривую блеска",
