Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Рис. 127. Соотношения размеров в системе Анголя (по Стеббинсу)
которую можно использовать для получения информации об относительных размерах компонентов и других элементах фотометрической орбиты.
Предыдущие рассуждения показали, что точная кривая блеска является источником богатой информации. В нашем распоряжении - орбитальный период Р, продолжительность главного максимума D. продолжительность возможной полной фазы затмения d, соответствующие значения для вторичного минимума, амплитуды обоих минимумов, ход подъема и спада блеска. Для определения этих величин достаточно фотометрических наблюдений, и фотоэлектрическая фотометрия позволяет достичь точности в одну сотую звездной величины. Сюда следует добавить информацию на основе наблюдений в разных цветовых диапазонах и спектральных наблюдений, включая измерения доплеровского смешения линий из-за движения компонентов по орбите (рис. 128). Эти величины можно получить с высокой точностью, поскольку на небе немало ярких затмен-ных звезд. Разработаны методы расчета , . , , ,
орбиты спектральных двойных звезд вообще и эатменных систем в частности. Эти объекты имеют для астрономических исследований большое значение; большая часть нашей информации об основных параметрах звезд получена на основе исследования затменных двойных систем. Доступное описание их теории и методов определения орбитальных параметров дано в работе Шиллера (1923, с. 283). Рессел (1912), по-видимому, первым решил проблему анализа кривой блеска. В этой связи укажем еще работы Шепли (1915) и Фетлаара (1923).
Рас. 128. Переменное рислістіленис лилий у затаенной системы ? Aiir, HLiJuaHHoe эффектом Лонлера из-за орбитального движения обоих компонентов (но О. Струве)
Позднее Шнеллер (1949) развил работы Рессела и Фетлаара и смей? упростить их расчеты. Кроме этого, он. а до него Хетцер подготовил вспомогательные таблицы. Упомянем также работу Биннсндайка (I960);'! в области методики определения орбит можно воспользоваться книгой! Цесевича (1971). Очень подробные работы, посвященные анализу кривых! блеска, опубликовал Копал (1978, 1979). В последнее время для анализа] кривых блеска все больше используются компьютерные методы; методика! основывается па совмещении синтетических кривых блеска с нзблюдае-1 мыми. Компьютерные программы такого рода были в первую очередь] развиты Ручинским (1973) иХиллом (1979).
4.1.5. Изменения периодов
Можно было бы предположить, что у затменных звезд, переменность ' блеска которых определяется механическими процессами, должна наблюдаться стабильность периодов кривых блеска. Но это не так. Перед обсуждением особых случаев мы опишем случаи изменения периодов, приписываемые механическим причинам.
^ Апоастр
Рис. 129. Влияние большого эксцентриситет»' орбиты на форму эагменной кривой блеск»j
Рис.
/форма Кривой алеСкаХ, Кривая блеска DI Пег (пример боль-
шого эксцентриситета орбиты; по Яккив)
т 3,2
8,4 8,6
8,8 9,0
0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 0,0 f
236
W9
Рис. IM. l- гем этическое изменение формы кривой блеска KlI Моп HJ-Ja вращения линии апсид (по ,Мартынову, 19711: главные минимумы размешены друг под другом HjIH наглядности
Рас. IJ2. M ер ионические из* Mi-ItCItWi ¦шачений О-С из-за вращения линии апсид; V неричл обращения линии апсид U\a Мартынову. 1971)
Q-C Глабный минимум
Вторичный минимум
Периодические изменения. В затменной системе с сильно эллиптической орбитой вторичный минимум лежит на расстоянии в полпериода между двумя їлавньїми минимумами (рис. 129) только в том случае, когда линии апсид направлена на наблюдателя. Асимметричное положение вторичного минимума является поэтому признаком заметной эллиптичности орбиты. Экстремальным случаем в этом отношении является DI Her с P = = 10.550d. ее вторичный минимум лежит у фазы 0.768 (рис. 130).
Иногда наблюдается вращение линии апсид. В таком случае вторичный минимум колеблется около среднего по времени положения (рис. 131) с периодом вращения линии апсид, и период его наступления подвергается периодическому изменению. То же самое справедливо и для главного минимума (рис. 132). В формуле для представления моментов наступления минимумов появляется синусоидальный член, коэффициент при нем имеет противоположные знаки для минимумов обоих видов.
Еще один периодический член может следовать из конечности скорости света, а именно в том случае, когда затменная система как единое целое описывает орбиту в і равитационном поле третьего тела. Эффект аналогичен световому уравнению вследствие движения Земли вокруг Солнца,описанному в вводной главе книги. Наблюдаемый период будет длиннее дей-
237
ствительного, если система (из-за движения вокруг третьего тела) удаляет» ся от нас, и короче, если система приближается. Третье тело может одно временно быть причиной вращения линии апсид аналогично взаимному возмущению планет.
Специальное исследование движения линии апсид дает Копал (1965). Он обсуждает теорию и наблюдательные эффекты и подчеркивает важное значение тесных двойных систем для изучения внутреннего строения звезд, так как гравитация, обусловленная в основном самыми плотными частями звезды, не подвержена поглощению. В качестве примеров в работе рассмотрена 21 звезда.
