ГЛАВА II. ЗАТМЕННЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

§ 6. КЛАССИФИКАЦИЯ ЗАТМЕННЫХ ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД

Первая затменная переменная звезда Алголь (р Персея) была открыта в 1669 г. итальянским математиком и астрономом Монтанари. Впервые ее исследовал в конце XVIII в. английский любитель астрономии Джон Гудрайк. Оказалось, что там, где невооруженный глаз видит одиночную звезду Персея, в действительности расположена кратная звездная система, не разделяющаяся даже при телескопических наблюдениях. Две из входящих в систему звезд образуют тесную пару, которая совершает один орбитальный оборот вокруг центра масс за 2 суток 20 часов и 49 минут. В определенные моменты времени одна из компонент закрывает от земного наблюдателя другую, происходит затмение, что вызывает временное ослабление суммарного блеска системы.

На рис. 4 изображена кривая изменения разности звездных величин Алголя и звезды сравнения постоянного блеска по точным фотоэлектрическим наблюдениям. Видны два ослабления блеска: глубокий первичный минимум — главное затмение и небольшое ослабление блеска — вторичный минимум; в последнем случае более яркая компонента затмевает более слабую. Эти явления повторяются через 2,8674 суток (что соответствует 2 суткам 20 часам и 49 минутам). Заметим, что у Алголя сразу же после достижения наименьшего блеска начинается его подъем. Это означает, что происходит частное затмение. Если же происходит полное затмение, то в середине минимума наблюдается полная фаза, и блеск в течение некоторого промежутка времени сохраняет свое наименьшее значение.

На первый взгляд кажется, что вне затмения блеск системы должен оставаться постоянным: ведь в это время до нас доходит свет от обеих компонент.

Однако это не совсем так. Обе компоненты близки друг к другу. Поэтому более слабая компонента (часто большая по размерам), освещаемая яркой компонентой, рассеивает падающее на нее излучение.

Рис. 4. Кривая изменения блеска Алголя по фотоэлектрическим наблюдениям. Возраст наблюдений (время) выражен в долях периода. Р — период переменности. Затмение частное.

Очевидно, что наибольшее количество рассеянного излучения будет направляться к земному наблюдателю, когда эта компонента расположена за яркой, т. е. вблизи вторичного затмения. Это явление и прослеживается на рис. 4. Общий блеск системы немного увеличивается но мере приближения ко вторичному минимуму и симметрично убывает после него. Это так называемый эффект отражения, хотя его следовало бы назвать аффектом переизлучения.

К настоящему времени открыто и исследовано много сотен подобных затменных звезд. Они классифицируются как звезды типа Алголя.

В 1784 г. Гудрайк открыл вторую затменную звезду — Лиры. Она меняет блеск сравнительно медленно с периодом, равным 12 суткам 21 часу 56 минутам (12,914 суток). В отличие от Алголя, она меняет блеск плавно (рис. 5). Это объясняется близостью компонент друг к другу. Возникающие в системе приливные силы заставляют обе звезды вытянуться вдоль линии, соединяющей их центры. Компоненты уже не шаровые, а эллипсоидальные.

При орбитальном движении диски компонент, имеющие эллиптическую форму, плавно изменяют свою площадь, что и приводит к непрерывному изменению блеска системы даже вне затмения. Изучение закона этого изменения позволяет сделать выводы относительно формы компонент.

Рис. 5. Кривая изменения блеска Лиры по фотоэлектрическим наблюдениям. Возраст наблюдений (время) в сутках. Р — период переменности. Звездпые величины — в У-лучах.

Рис. 6. Кривая изменения блеска W Большой Медведицы по фотоэлектрическим наблюдениям. Возраст наблюдений выражен в долях периода. Р — период переменпости. Указана разность звездных величии переменной звезды и звезды сравнения постоянного блеска.

В 1903 г. была открыта загменная переменная звезда W Большой Медведицы, у которой период обращения немногим больше 8 часов (0,3336384 суток). За это время наблюдаются два минимума равной или почти равпой глубины (рис. 6). Изучение кривой блеска такой звезды показывает, что компоненты почти равны по размерам и почти соприкасаются поверхностями.

Кроме звезд типа Алголя, Лиры и W Большой Медведицы существуют еще очень редкие объекты, которые также относят к затменным переменным звездам. Это эллипсоидальные звезды, которые вращаются вокруг оси. Изменение площади диска вызывает небольшие изменения блеска.