<<
>>

Затменные переменные звезды

В самом общем виде все переменные звезды можно подразделить на две группы - физические и затменные. Блеск физических переменных звезд меняется из-за изменения физических условий на их поверхности (пульсации, вспышки, конденсация пылинок в атмосфере и др.);

это заметят наблюдатели, расположенные в широком диапазоне направлений от звезды.

А блеск затменных переменных звезд меняется из-за чисто геометрических причин — периодического взаимного затмения компонентов двойных систем; при этом блеск светила может меняться, скажем, для земного наблюдателя, но оставаться неизменным для наблюдателей, обитающих в иных планетных системах.

Казалось бы, деление на физические и затменные переменные эквивалентно делению на одиночные и двойные переменные звезды. Но это не совсем так. Затмения действительно происходят только у двойных звезд, движущихся по орбитам вокруг общего центра масс. Но в двойных системах, особенно в тесных двойных, помимо чисто геометрического «заслонения» друг друга, происходят интенсивные физические явления: взаимный разогрев обращенных друг к другу полушарий звезд, взаимное искажение их формы приливными силами, перетекание потоков вещества со звезды на звезду и др. Именно в таких системах могут происходить бурные явления физической переменности — скажем, взрывы, приводящие к вспышке новой. Таким образом, двойственность звезды может служить причиной физических процессов, приводящих к переменности.

С другой стороны, одиночная звезда может демонстрировать изменения блеска по чисто геометрическим причинам. Так, некоторые звезды, поверхность которых покрыта крупными темными или яркими пятнами, демонстрируют переменность блеска в результате вращения вокруг своей оси: к нам поворачиваются то более яркие, то более темные участки поверхности. Этот тип звезд выделяют в класс вращающихся переменных, но его относят к группе физических переменных, так как появление пятен на поверхности вызвано в конечном счете определенными физическими процессами в звезде.

Как видим, деление на затменные и физические переменные является довольно условным: речь при этом идет лишь о доминирующей причине переменности.

В 1669 г. итальянский ученый Джеминиано Монтанари (1633— 1687) обнаружил переменность блеска Алголя (р Персея). Это же независимо обнаружил в 1782 г. английский любитель астрономии Дж. Гуд- райк (о нем мы расскажем отдельно), заметивший, что блеск звезды остается постоянным, за исключением периодических глубоких (почти на 1,5Ш) ослаблений. Минимумы блеска Алголя наступают через каждые 69 часов. Гудрайк первым догадался, что Алголь — двойная звезда, компоненты которой за 2,87 суток совершают оборот вокруг центра масс системы, причем мы случайно находимся вблизи плоскости орбиты этой двойной системы, поэтому и наблюдаем затмения.

Алголь - характерный представитель одного из типов затменных переменных звезд, который так и называют — «звезды типа Алголя» или просто «алголи». Кривая блеска Алголя показана на рис. 6.3 и в сопоставлении с взаимным положением компонентов схематически представлена на рис. 6.4. Бросается в глаза глубокое ослабление блеска при фазе 0; именно это главное затмение заметили Монтана- ри и Гудрайк. Переменность блеска вне главных затмений действительно довольно незначительна, и на кривой блеска отчетливо видны изломы, позволяющие зафиксировать моменты начала и конца затмения, именно по наличию которых алголи отличают от прочих затменных переменных. В главном затмении Алголя звезда низкой поверхностной яркости загораживает от нас часть звезды намного более высокой поверхностной яркости. Это частное затмение; если бы оно было полным или кольцеобразным, то в самой глубокой части минимума наблюдалась бы характерная остановка изменения блеска, которая действительно присутствует на кривых блеска у некоторых других затменных переменных.

Итак, при фазе 0 тусклая звезда (вторичный компонент) загораживает от нас значительно более яркую соседку (главный компонент).

Очевидно, через полоборота обязательно должна возникать обратная ситуация — бледный спутник должен быть загорожен яркой главной звездой. Действительно, на кривой блеска Алголя наблюдается вторичный минимум: очень незначительное по сравнению с главным минимумом ослабление блеска, менее чем на 0,1ш. Это общее правило: чем глубже главный минимум, тем менее заметен вторичный минимум (попробуйте доказать математически, что это и должно быть именно так). Известны алголи с глубиной главного минимума в 4-5ш; выявить у таких звезд вторичный минимум обычно вовсе не удается.

С приближением к фазе вторичного минимума к нам поворачивается сторона спутника, освещенная главной звездой и поэтому чуть

Рис. 6.4. Разные формы затменных кривых блеска. Справа показаны конфигурации затмения более яркой звезды, производимого менее яркой, орбиты в плане и звезды на них с соблюдением относительных размера и формы (некоторые звезды заметно вытянуты приливным эффектом). В центре — более яркий (главный) компонент системы (светлый кружок), на орбите — менее яркий, вторичный компонент. В системе W UMa компоненты практически одинаковы. Индекс d означает сутки (day). (По: Гоффмейстер и др., 1990, с. 232.)

более яркая, чем противоположная его сторона. Из-за этого у алголей наблюдается небольшой подъем блеска от конца главного минимума до начала вторичного, с последующим спадом от конца вторичного минимума до начала главного. Такое явление называют эффектом отражения.

Подробно изучив кривую блеска алголя и получив информацию о взаимном движении его компонентов (по смещению линий в спектре, вызванному эффектом Доплера), можно весьма точно определить размеры и массы обеих звезд, а также распределение яркости по их дискам. Столь надежное и детальное представление о свойствах звезд не

возможно получить другими способами.

Иногда у звезды типа Алголя вторичный минимум заметно не совпадает с фазой 0,5.

Это означает, что орбиты компонентов не круговые, а заметно вытянутые, эллиптические, причем большая ось эллипса не направлена на Землю. Из-за несферической формы звезд в двойной системе ось эллипса медленно поворачивается в плоскости орбиты, поэтому на кривой блеска вторичный минимум медленно «гуляет» между главными. Полный цикл такого явления, называемого поворотом линии апсид (т. е. большой оси), может составлять всего десятки лет, хотя у большинства двойных он гораздо длиннее. Скорость поворота линии апсид в основном зависит от внутреннего строения звезд, поэтому, определив эту скорость, можно многое узнать о строении звезд, входящих в пару. А в некоторых случаях в этом явлении проявляются даже эффекты теории относительности (подобные тому, что проявляется в движении перигелия Меркурия).

У наиболее тесных затменных двойных блеск между моментами за

тмений не остается постоянным. Мы уже знаем об эффекте отражения света, повышающего блеск системы между окончанием главного и началом вторичного затмения. Но наблюдается и другое явление: между любыми двумя минимумами блеск системы сначала растет, а затем уменьшается (см. рис. 6.4, звездыТак проявляет себя эффект эллипсоидальности,

т. е. приливная вытянутость звезд в направлении друг друга Между затмениями блеск системы повышен, поскольку в это время звезды-эллипсоиды развернуты к нам своей боковой поверхностью, имею-

Рис. 6.6. Систематическое изменение формы кривой блеска RU Моп из-за вращения линии апсид (по Д. Я. Мартынову, 1971 г.). Для наглядности главные минимумы помещены друг под другом. Справа показано, как меняется ориентация орбиты к наблюдателю, расположенному внизу рисунка.

щей наибольшую видимую площадь. Эффекты эллипсоидальности и отражения могут наблюдаться даже при отсутствии взаимных затмений звезд, т.

е. когда мы наблюдаем двойную систему под сравнительно большим углом к ее орбитальной плоскости. Кстати, сравнительно плоская «вершина» кривой блеска Алголя говорит о том, что взаимное притяжение звезд в данном случае не слишком исказило их форму, поэтому компоненты системы можно с хорошей точностью считать шарами.

У совсем тесных затменных двойных систем блеск меняется непрерывно, и указать моменты начала и конца затмений невозможно. Такие затменные звезды называют переменными типа р Лиры, если период составляет несколько суток, а главный и вторичный минимумы существенно отличаются по глубине. По форме кривых блеска на них похожи переменные типа W Большой Медведицы, однако их периоды, как правило, не превышают 12 часов, а главный и вторичный минимумы трудно различить по глубине. Эти системы состоят из пары почти одинаковых, почти соприкасающихся эллипсоидальных звезд.

У затменных систем из числа очень тесных пар помимо геометрической переменности обнаруживаются явления, связанные с потерей вещества и обмена им. Очень интересна и сложна переменность пар, когда в атмосфере одного из компонентов протекают активные про

цессы, образуются и исчезают пятна, причем период вращения активного компонента вокруг своей оси несколько отличается от периода его орбитального движения. Изучение подобных звезд убеждает в том, что противопоставление физических и затменных переменных звезд является весьма условным и сильно упрощает реальность в ее многообразии, как уже было сказано в начале этого раздела. 

<< | >>
Источник: В. Г. Сурдин. Звёзды. 2009

Еще по теме Затменные переменные звезды:

  1. КОММЕНТАРИЙ
  2. 2. Кривая блеска
  3. Кис-кис, Геркулес Х-1
  4. 2. Новые и повторные новые звезды
  5. АНАТОМИЯ ЗВЕЗДЫ
  6. ТЕОРИЯ ПУЛЬСАЦИЙ
  7. НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ СИСТЕМЫ
  8. Рентгеновская звезда в созвездии Геркулеса
  9. Рентгеновские звезды малы
  10. Имена и обозначения звезд
  11. Изучение переменных звезд
  12. Затменные переменные звезды
  13. Джон Гудрайк
  14. Необычные переменные звезды
  15. Звезды типа R Северной Короны
  16. FG Стрелы
  17. Переменность и двойственность ядер планетарных туманностей
  18. Двойные и кратные системы