Двойные системы затмениые

Таким образом, двойная система определяется как пара звезд, движущихся по орбитам вокруг общего центра масс силой, не дающей звездам разлететься, является взаимное гравитационное притяжение. Визуально-двойными называются системы, у которых видны раздельно оба компонента. Компоненты спектрально-двойных систем настолько близки друг к другу, что разрешающей способности телескопа не хватает, чтобы их различить. Такие системы можно распознавать по доплеровскому смещению спектральных линий, обусловленному орбитальным движением компонентов. К третьему классу двойных систем относятся затменные двойные. Такая система также выглядит как одна звезда, но ее компоненты периодически закрывают друг друга (полностью или частично). Регулярные падения блеска такой звезды свидетельствуют о ее двойной природе. Двойные звезды могут быть одновременно и спектрально-двойными, и затменными. [c.23]

Значения отношений светимостей и радиусов звезд помогает нам сравнить свойства звезд, являющихся компонентами затменной двойной системы. Дальнейший анализ кривых блеска во многих случаях позволяет связать радиусы звезд с размерами их орбит возможно также определить наклонение орбиты звезды по отношению к наблюдателю. Вся эта информация особенно полезна, если затменная двойная также наблюдается как спектрально-двойная (см. разд. 14.6). Однако изящные методы, используемые для такого анализа кривых блеска, выходят за рамки нашего изложения и не будут здесь рассматриваться. [c.454]

Истинный период затменной двойной системы равен 3,12 суток ее скорость по лучу зрения (направленная от Солнца) равна 30 км/с. Покажите, что видимый период больше истинного иа 27 с. [c.476]

Переменные звезды. Кроме эатменных переменных звезд, которые представляют собой двойные системы, изменяющие свой блеск вследствие периодических затмений одного компонента другим, имеются различные типы физических переменных звезд. Среди них наиболее многочисленны пульсирующие звезды (табл. 45.17). [c.1209]

На непрерывный спектр звезды в области его максимума накладываются скачки (резкие изменения интенсивности с частотой рис. 1), возникающие на границах спектральных серий наиб, обильных атомов. Основными являются балъмеровский скачок (ок. 3650 А) и лаймановский скачок (ок. 912 А). Поскольку в фотосфере градиент темп-ры направлен внутрь звезды, наблюдаемое излучение оказывается слабее в тех областях, где ниже прозрачность фотосферы (в областях спектра, где 3. а. наиболее прозрачна, видно излучение, испускаемое более глубокими и горячими слоями). Этим определяется характер скачков, а также тот факт, что спектральные линии обычно видны в поглощении. Градиент темп-ры в 3. а. приводит также к явлению потемнения к краю диска звезды, изучаемому по покрытию диска одной звезды другой звездой в затменных двойных системах. [c.62]

V alni = 416 км/с, эксцентриситет орбиты мал. Рентг, затмения обнаруцсены далеко не во всех двойных системах с Р. п. (для наблюдения затмений необходимо, чтобы луч зрения был близок к плоскости орбиты двойной системы), а периодич. изменения Р — в большинстве двойных систем с Р. и. [c.358]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...