Затменные звёзды

Затме́нные звёзды (затме́нные переме́нные[1], затме́нные двойны́е[2], фотометри́ческие двойны́е[3]) — звёздные системы, в которых наблюдается периодическое изменение блеска вследствие затмений одной звезды другой.

Затмения в двойной системе типа Алголя

Затмения могут наблюдаться только для тех систем, плоскость орбиты которых близка к лучу зрения. На кривых блеска обычно наблюдают глубокие главные (первичные) минимумы, которые повторяются с периодом, который равен орбитальному, а между ними — более короткие вторичные минимумы[3]. Эти изменения блеска не означают, что происходит физическое изменение светимости самих звёзд (хотя в тесных двойных системах могут происходить и физические изменения).

Общее количество известных затменных двойных составляет более пяти тысяч[3]. Изучение затменных двойных координируется отдельными комиссиями Международного астрономического союза: № 26 «Двойные и кратные звезды», № 27 «Переменные звезды» и № 42 «Тесные двойные системы»[4]. Особое внимание, уделяемое таким системам исследователями, обусловлено тем, что двойные системы предоставляют уникальную возможность определения ряда важнейших характеристик звёзд, особенно в том случае, если известны расстояние до системы и кривая изменения лучевых скоростей звёзд, входящих в систему. По времени затмения можно вычислить диаметр звёзд в долях больших полуосей их орбит, а затем — и в абсолютном измерении. По светимости и размерам звёзд можно найти эффективную температуру их поверхности.

Классификация

Классификация затменных звёзд является довольно сложной. В четвёртом издании «Общего каталога переменных звёзд» (GCVS4) затменные двойные выделены в отдельный класс (E), который делится на типы по трём признакам[5][6]:

  1. форма кривой блеска;
  2. степень заполнения компонентами их полости Роша;
  3. физические особенности компонентов.

Классификация по каждому признаку является независимой и имеет отдельные обозначения. Если система классифицирована по более чем одному признаку, она получает два (или даже три) обозначения, которые объединяют через косую черту (например, E/DS или EW/DW/RS).

Классификация по форме кривой блеска
Затмения в двойной системе типа β Лиры

Классификация по форме кривой блеска является традиционной и считается простейшей, хотя и устаревшей[5]. Впрочем, она подходит для наблюдателей[6]. По этому признаку затменные двойные разделяют на три типа[3]:

  • типа Алголя (EA) — на кривой блеска чётко выделяются минимумы, вторичный минимум обычно слабее (может вообще отсутствовать); между затмениями блеск системы почти постоянный;
  • типа β Лиры (EB) — кривая блеска состоит из двух нечётких минимумов разной глубины, а между ними блеск непрерывно изменяется;
  • типа W большой Медведицы (EW) — на кривой блеска два нечётких минимума примерно одинаковой глубины, между ними блеск изменяется непрерывно.

В новейшей редакции «Общего каталога переменных звёзд» в отдельный тип выделены звёзды, которые затмеваются экзопланетами (EP)[7].

Классификация по степени заполнения полостей Роша

Разделение по этому признаку применяется для любых двойных систем (не только затменных). Подразделяют их на следующие типы[8][5]:

  • Разделённые системы (англ. detached binaries; типы D, DM, DS, AR, DW по GCVS4) — обе звезды не заполнили свои полости Роша. Приливные деформации небольшие, звёзды сохраняют шарообразную форму.
  • Полуразделённые системы (англ. semi-detached binaries; SD) — лишь одна из звёзд заполнила свою полость Роша, вещество этой звезды через внутреннюю точку Лагранжа начинает перетекать на её спутник, форма звезды искажается.
  • Контактные системы (англ. contact binaries; K, KE, KW) — обе звезды заполнили свои полости Роша, они имеют форму деформированного эллипсоида, иногда вся система погружена в общую оболочку.

Эта классификация сосредотачивается на процессах, которые вызывают переменность.

Превращение тесной двойной системы в результате эволюции компонентов из разделённой (a, b) в полураздёленную (c) и далее в контактную (d) с последующим образованием общей оболочки (e)

Классификация по физическим особенностями компонентов

«Общий каталог переменных звёзд» выделяет такие физические особенности двойных звёзд[6]:

Примечания
  1. АЕС, 2003, Затемнювані змінні, с. 165.
  2. АЕС, 2003, Затемнювані подвійні, с. 165.
  3. АЕС, 2003, Фотометричні подвійні, с. 500—501.
  4. Percy, 2007, 5. Eclipsing variables stars. 5.1 Overview, p. 106.
  5. Percy, 2007, 5.3 Classification of eclipsing variables, p. 107.
  6. GCVS Variability Types, 5. Close Binary Eclipsing Systems.
  7. GCVS Variability Types, The new variability types.
  8. АЕС, 2003, Подвійні системи, с. 364.

Литература

Ссылки
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.