Затменные двойные

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]

Периоды кривых блеска затменных двойных обычно составляют несколько суток это показывает, что компоненты этого типа систем гораздо ближе друг к другу, чем в случае визуальных двойных. [c.452]

Основной тип кривой блеска затменной двойной представлен на рис. 14.5 здесь для периодов минимумов блеск принят постоянным. Эта специфическая форма кривой указывает, что затмения являются полными. [c.452]

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]

Хорошо известно, что Солнце не имеет однородной яркости по диску яркость падает по направлению к солнечному лимбу. Этот эффект называется потемнением к лимбу. Из кривых блеска затменных двойных мы знаем, что некоторые звезды должны показывать тот же самый эффект. Когда начинается затмение (рис. 14.9), первоначальное падение блеска происходит медленно, поскольку сначала экранируются менее яркие области звездного диска. Убывание яркости происходит с возрастающей скоростью. [c.456]

Если звезда является и затменной двойной, и спектрально-двойной, можно определить массы компонентов н абсолютные значения их радиусов [c.461]

Мы видим, что до тех пор, пока не выполнены измерения лучевых скоростей компонентов визуально-двойной, остается неопределенность в 180° в определении восходящего и нисходящего узлов. Без этих измерений принято полагать О < i с 90°, если видимое движение прямое, и считать, что узел, для которого Q с с 180°, является восходящим узлом. Спектрально-двойные и затменные двойные требуют свойственных им определений орбит и их улучшений. Существует обширная литература по этому предмету, постоянно пополняемая. [c.463]

Рассмотрим снова простой случай затмений двойной звезды, плоскость орбиты которой содержит линию зрения наблюдателя. Пусть орбита двойной звезды имеет умеренный эксцентриситет, а большая ось расположена под прямым углом к линии зрения (см. рис. 14.7, а), [c.464]

Примерами затменных двойных звезд, у которых измерено движение линии апсид, являются у Лебедя (апсидальный период 54 года), СО Ящерицы (апсидальный период 43 года), ОЬ Кормы (апсидальный период 27 лет), АО Персея (апсидальный период 83 года). Орбитальные периоды этих звезд составляют 3,00 1,54 2,42 и 2,03 суток соответственно таким образом, период вращения линии апсид в тысячи раз превышает период обращения двойной. [c.465]

Затменная двойная имеет постоянный видимый блеск 4,35 " между минимумами н видимый блеск 6,82 " в главном минимуме. Предполагая, что затмение в главном минимуме полное, вычислите блеск н относительные светимости компонентов. [c.476]

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]

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]

Для др. типов двойных звёзд (затменно-двойных и спектрально-двойных) имеется ряд возможностей приблизительно определить массы звёзд или оценить их ниш. предел. [c.59]

Для расчёта по приведённой ф-ле нужно знать значения L 1Л R. Однако радиусы R найдены прямым путём (с помощью интерферометра или из наблюдений затменных двойных звёзд) лишь для немногих звёзд. Но даже для этих звёзд прямое определение Э. т. затруднено, т. к. для перехода от видимой звёздной величины к светимости необходимо знать не только расстояние до звезды, но н болометрическую поправку, характеризующую разницу между полным излучением звезды и её излучением в видимой области спектра. Значит, трудность представляет также учёт поглощения УФ- и ИК-излучений звезды атмосферой Земли. Поэтому светимость звезды обычно находят по видимой звёздной величине посредством введения боломе-трич. поправок, к-рые для горячих звёзд вычисляют теоретически, а для холодных оценивают эмпирически. Из-за [c.645]

Переменные звезды делятся на три основных класса пульсирующие, эруптивные и затменно-двойные. [c.981]

Затменно-двойные звезды [18J. Обозначение Е. На 1958 г. зарегистрировано 2763 объекта. Двойные сис-те мы с плоскостью орбиты, близкой к лучу зрения наблюдателя. При вращении вокруг общего центра тяжести один компонент затмевает другой. Периоды изменения блеска совпадают с периодами обращения по орбите (от нескольких часов до десятков лет). Амплитуда изменения блеска может достигать нескольких звездных величин. [c.983]

В табл. 5 приведены эффективные температуры затменных двойных звезд, взятых из таблиц Гапошкина [28]. Для этой группы звезд хорошо известны их размеры и довольно хорошо определена энергоотдача, хотя и не из непосредственных наблюдений (в измеренные величины энергии необходимо вносить поправки на энергию ненаблюдаемой части спектра). [c.394]

Отсутствие дисперсии у межзвездного пространства доказывается астрономическими наблюдениями над затмениями двойных звезд. Допустим, например, что красные лучи в межзвездном пространстве распространяются быстрее синих. Тогда при начале затмения должно было бы наблюдаться изменение цвета звезды от нормального к синему, а при окончании — от красного к нормальному. При колоссальных расстояниях до звезд этот эффект не мог бы ускользнуть от наблюдения, даже если бы разница в скоростях красных и синих лучей оказалась ничтожно малой. В действительности в видимой области спектра он обнаружен не был. Еще Араго на основании своих наблюдений над двойной звездой Альголь пришел к заключению, что разность между скоростями красных и синих лучей во всяком случае не может превышать одной стотысячной скорости света. [c.517]

Если период измерен с достаточной точностью (для определенности — у затменной двойной), то можно предсказать моменты начал и окончаний затмений. Эти эфемериды можно затем сравнить с наблюдениями и выявить любое изменение периода. Подобные изменения периода наблюдаются у многих двойных. Они могут быть случайными или периодическими и связаны с самыми разнообразными причинами. Мы рассмотрим также изменения в последнем разделе. Здесь же следует напомнить, что в измеренный период необходимо вводить поправки за лучевую скорость центра масс двойной относительно Солнца, а также за орбитальную скорость Земли вокруг Солнца. Эти поправки аналогичны вводимым при сравнении наблюдений прохождений по диску, затмений и покрытий галилеевых спутников Юпитера с теоретическими расчетами первые систематически оказываются то раньше, то позже предвычисленных, что связано с конечным значением скорости света и вариацией расстояния между спутниками Юпитера и Землей (именно изучение причин подобного плохого хранения времени спутниками Юпитера привело Рёмера к из.мерению скорости света в 1675 г.). [c.464]

Если мы снова прибегнем к мысленному эксперименту , рассмотрев широкую двойную систему с двумя невращающимися звездами, движущимися по эллипсам относительно их центра масс, то они будут сферической формы и взаимодействовать как материальные точки. Если уменьшить расстояние между компонентами, то период, разумеется, тоже уменьшится в соответствии с III законом Кеплера наконец, наступит время, когда гравитационное взаимодействие между компонентами приведет к возникновению на них ощутимых приливов и каждая звезда окажется вытянутой вдоль прямой, соединяющей их центры. Если звезды еще и вращаются, то их фигуры будут сплющиваться, подобно фигуре Земли вследствие ее вращения. Копал предположил, что звезды в тесной двойной будут вращаться со скоростями, определяемыми максимальной угловой скоростью движения по орбите. Кривая блеска подобной затменной двойной звезды не содержала бы никаких прямолинейных участков (см. рис. 14.8). [c.469]

Световая волна в вакууме представляет собой переменное электромагнитное поле высокой частоты, распространяющееся с постоянной скоростью (с = 2,9979-10 см/с), не зависящей от частоты. Последнее обстоятельство может считаться установленным с большой степенью достоверности наблюдениями над астрономическими явлениями. Так, исследование затмения удаленных двойных звезд не обнаруживает никаких аномалий в спектральном составе света, доходянщго до нас в начале н конце затмений. Между тем затмение звезды или выход ее из тени своего спутника означает обрыв или начало распространения светового импульса, далеко не монохроматического и могущего рассматриваться как результат наложения многих монохроматических излучений. Если бы скорость этих излучений в межпланетном пространстве была различна, то импульс должен был бы дойти до нас значительно деформированным. Например, предположим для простоты, что этот импульс можно уподобить двум почти монохроматическим группам, синей и красной , и примем, что скорость распространения красной группы больше, чем синей мы должны были бы наблюдать при начале затмения изменение цвета звезды от нормального к синему, а при окончании его — от красного к нормальному. При огромных расстояниях, отделяющих от нас двойные звезды, даже ничтожная разница в скоростях должна была бы дать заметный эффект. В действительности же такой эффект не имеет места. Так, наблюдения Aparo над переменной звездой Алголь привели его к заключению, что разность между скоростью распространения красного и фиолетового излучения во всяком случае меньше одной стотысячной величины самой скорости. Эти и подобные наблюдения заставляют признать, что дисперсия света в межпланетном пространстве ) отсутствует. При [c.538]

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]

П. 3. традиционно делятся на затменные и физические. Затменные П. а.— гравитационно связанные двойные звёзды, ориентация орбит к-рых и размеры компонентов таковы, что для земного наблюдателя периодически наступают затмения компонентов друг другом. Во мн. тесных двойных звёздах присутствуют газовые потоки и иного рода проявления активности, приводящие на фоне затменной переменности к изменениям блеска незатменного характера. По этой причине деление П. 3. на затменные и физические является несколько условным. [c.560]

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]

В зависимости от причин изменения блеска переменные звезды делятся на затменно-переменные и физически переменные или пульсирующие. Одной из самых характерных затменно-пере-менных звезд является звезда Алголь из созвездия Персея. Эта звезда представляет собой тесную двойную систему. Среди подобных ей звезд она наиболее заметно изменяет свой видимый блеск. Через каждые двое с половиной суток видимый блеск звезды Алголь изменяется почти в три раза. [c.36]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...