Главная > Разное > Движение по орбитам
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

14.5. Затменные двойные

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.

Реальные формы кривых блеска меняются от одной двойной звезды к другой, но общими особенностями у них являются два падения блеска на протяжении одного периода. Этот факт можно интерпретировать, рассматривая систему двух звезд, обращающихся друг относительно друга и затмевающих одна другую для земного наблюдателя.

Рис. 14.5.

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. На рис. 14.5, а иллюстрирована конфигурация, которая порождает тип кривой блеска, представленной на рис. 14, б изображена орбита, которую мы наблюдали бы в случае возможности разрешения компонентов двойной звезды.

При сравнении рис. 14, а и 14, б видно, что, когда меньшая звезда находится в положении А, каждый компонент дает полный вклад в общий блеск звезды.

В положении В меньшая звезда находится в начале своего прохождения по диску большей звезды. При изменении положения от В до С меньшая звезда начинает экранировать свет от большей звезды и общий уровень блеска плавно падает. Затем

падение блеска прекращается, и он сохраняется на одном уровне, пока меньшая звезда не достигает положения D. При перемещении меньшей звезды от D к Е диск большей звезды постепенно освобождается, пока в положении Е уровень блеска не примет полного значения.

Полный блеск сохраняется до тех пор, пока меньшая звезда перемещается от Е к F. В этом положении начинается ее затмение большей звездой, и блеск падает. В положении G меньшая звезда полностью затмевается и остается в таком состоянии до достижения точки . Во время перемещения от точки G до блеск остается постоянным, но в общем не таким, как в минимуме, имевшем место между точками С и D, поскольку блеск компонентов обычно бывает разным. При перемещении звезды от к блеск возрастает, пока не достигнет максимального уровня. Этот блеск сохраняется неизменным, пока меньшая звезда снова не достигнет точки В, откуда начинается новый цикл кривой блеска.

Теперь рассмотрим кривую блеска с количественной стороны. Хотя кривые блеска иногда можно выразить через изменения звездной величины, удобнее выразить их через изменения блеска. Предположим, что меньшая звезда имеет светимость , а большая (Обычно имеет место ) Очевидно, видимая светимость системы равна сумме светимостей обеих звезд. Они дают вклад в общую светимость в соответствии с их индивидуальной светимостью и долей поверхности, которую можно наблюдать. Если полные наблюдаемые поверхности равны для меньшей и большей звезд соответственно и если измеренный блеск между затмениями (т. е. полный видимый блеск) равен В, можно написать

где к — постоянная, определяемая расстоянием звезд от наблюдателя.

Предположим, что в первом минимуме (меньшая звезда в положении перед большей звездой) видимый блеск падает до а во втором минимуме (меньшая звезда за большей звездой) видимый блеск равен Легко видеть, что

    (14.10)

а также

    (14.11)

Пусть — потери блеска во время минимумов, так что

Вычтем поочередно выражения (14.10) и (14.11) из (14.9); получим

или

    (14.12)

а также

или

    (14.13)

Разделив (14.13) на (14.12), имеем

    (14.14)

Этот простой анализ сразу показывает, что отношение светимостей звезд можно непосредственно получить из отношения видимых потерь блеска в двух минимумах.

Используя выражения (14.9), (14.11) и (14.14), легко показать, что

Рис. 14.6.

Поскольку значения пропорциональны квадратам радиусов звезд и R, можно записать

откуда

Следовательно, путем измерения блеска в максимумах и потерь блеска в минимумах мы определяем отношение радиусов звезд.

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.

Правда, стоит отметить, что приведенная выше кривая блеска описывает систему, в которой наблюдаются полные затмения. Несомненно, что существуют системы, в которых происходят частные затмения. Для таких систем не существует сколько-нибудь протяженных периодов, в течение которых сохраняется неизменным минимальное значение блеска; кривая блеска имеет два -образных минимума обычно различной глубины. На рис. 14.6, а представлена подобная частично затменная система; на рис. 14.6, б показана соответствующая кривая блеска.

Из рис. 14.6 видно, что максимальная площадь диска большой звезды, затмеваемая меньшей, имеет место в положении А. Поскольку затмение частное, кривая блеска после достижения минимума сразу начинает возрастать. Легко показать, что глубины минимумов на подобной кривой блеска по-прежнему позволяют определить отношение светимостей; однако отношение радиусов уже нельзя получить с помощью простой формулы (14.15). Для получения этих данных из кривой блеска применяют другие стандартные, но более сложные приемы.

Рис. 14.7.

Кривая блеска также дает нам возможность вывести эксцентриситет орбиты одной звезды относительно другой. В качестве примера на рис. 14.7 представлен предельный случай, когда большая ось орбиты перпендикулярна к лучу зрения. Обе звезды подчиняются закону всемирного тяготения, а следовательно, и трем законам Кеплера. Поэтому спутник движется по орбите быстрее всего, когда он всего ближе к главной звезде или, как говорят, когда спутник находится в периастре. Вследствие этого вторичное затмение, имеющее место в положении С, происходит ближе по времени к предшествующему главному затмению А (рис. 14.7, б), чем к последующему главному затмению, и периоды максимальной яркости (В и D) оказываются неравной длины.

Помимо данных об орбите, детальный анализ кривой блеска обеспечивает нас также следующей информацией:

1) отклонения фигур звезд от сферической;

2) однородность яркости по дискам звезд (т. е. потемнение к лимбу);

Рис. 14.8.

3) эффекты отражения света одной звезды от другой в направлении наблюдателя.

Ниже мы рассмотрим кратко эти данные.

1) Некоторые звезды расположены так близко друг к другу, что возникают гравитационные искажения их фигур: обе звезды оказываются вытянутыми вдоль прямой, соединяющей их центры. Таким образом (это иллюстрировано на рис. 14.8), если две звезды со сплюснутыми фигурами обращаются друг относительно друга в такой плоскости, что происходят затмения, то кривая блеска не будет содержать прямолинейных отрезков: кривая будет меняться гладко, поскольку полная площадь звездных дисков, видимая наблюдателю, никогда не остается постоянной.

2) 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,

по мере того как экранирующая звезда покрывает все более яркие области затмеваемой звезды. Таким образом, падения и возрастания яркости происходят не по линейному закону, если у звезд существует потемнение к лимбу.

Рис. 14.9.

Рис. 14.10.

3) В этом случае участки кривой блеска между минимумами обладают наклоном и искривлены (рис. 14.10), так что, хотя звезда не входит и не выходит из затмения, блеск звезды изменяется. Происходит то, что меньшая звезда показывает фазы, аналогичные существующим у Венеры или Луны. Сторона спутника, обращенная к большей звезде, оказывается ярче, чем противоположная сторона. Следует напомнить, однако, что в противоположность случаю Венеры или Луны, меньшая звезда — самосветящееся тело.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление