Затемнювані зорі

Подвійні зоряні системи, які змінюють блиск внаслідок затемнень

Зате́мнювані зо́рі (затемнювані змі́нні[1], затемнювані подві́йні[2], фотометри́чні подвійні[3] ) — зоряні системи, в яких спостерігається періодична зміна блиску внаслідок затемнень однієї зорі іншою.

Затемнення в подвійній системі типу Алголя

Затемнення можуть спостерігатися лише для тих систем, площина орбіти яких близька до променя зору. На кривих блиску зазвичай спостерігають глибокі головні (первинні) мінімуми, які повторюються з періодом, що дорівнює орбітальному, а між ними — мілкіші вторинні мінімуми[3]. Ці зміни блиску не означають, що відбувається фізична зміна світності самих зір (хоча в тісних подвійних системах можуть відбуватися й фізичні зміни).

Загальна кількість відомих затемнюваних подвійних становить більше п'яти тисяч[3]. Вивчення затемнюваних подвійних координується окремими комісіями Міжнародного астрономічного союзу: №26 «Подвійні й кратні зорі», №27 «Змінні зорі» та №42 «Тісні подвійні системи»[4]. Особлива увага, що приділяється таким системам дослідниками, зумовлена тим, що подвійні системи надають унікальну можливість визначення низки важливих характеристик зір, особливо в тому випадку, якщо відомі відстані до системи та крива зміни променевих швидкостей зір, що входять до системи. За часом затемнення можна обчислити діаметр зорі у частках великих півосей їхніх орбіт, а потім — і в абсолютному вимірі. За світністю й розмірами зір можна знайти ефективну температуру їх поверхні.

КласифікаціяРедагувати

Класифікація затемнюваних зір є доволі складною. У четвертому виданні загального каталогу змінних зір (GCVS4) затемнювані подвійні виділено в окремий клас (E), який поділяється на типи за трьома ознаками[5][6]:

  1. За формою кривої блиску.
  2. За ступенем заповнення компонентами їх порожнини Роша.
  3. За фізичними особливостями компонентів.

Класифікація за кожною ознакою є незалежною та має окремі позначення. Якщо систему класифіковано більш, ніж за однією ознакою, вона отримує два (чи навіть три) позначення, які поєднують через косу риску (наприклад, E/DS або EW/DW/RS).

Класифікація за формою кривої блискуРедагувати

 
Затемнення в подвійній системі типу β Ліри.

Класифікація за формою кривої блиску є традиційною та вважається найпростішою, хоча й застарілою[5]. Втім, вона підходить для спостерігачів[6]. За цією ознакою затемнювані подвійні поділяють на три типи[3]:

  • типу Алголя (EA) — на кривій блиску чітко виділяються мінімуми, вторинний мінімум зазвичай слабший (може бути взагалі відсутнім); між затемненнями блиск системи майже постійний;
  • типу β Ліри (EB) — крива блиску має два нечіткі мінімуми різної глибини, а між ними блиск неперервно змінюється;
  • типу W великої Ведмедиці (EW) — на кривій блиску два нечітких мінімуми приблизно однакової глибини, між ними блиск змінюється неперервно.

У новітній редакції ЗКЗЗ виділено в окремий тип зорі, які затемнюються планетами (EP)[7].

Класифікація за ступенем заповнення порожнин РошаРедагувати

 
Перетворення тісної подвійної системи внаслідок еволюції компонентів із розділеної (a, b) на напіврозділену (c) і далі на контактну (d) з подальшим утворенням спільної оболонки (e).

Поділ за цією ознакою застосовується до будь-яких подвійних систем (не лише затемнюваних). Поділяють їх на такі типи[8][5]

  • Розділені системи (англ. detached binaries; типи D, DM, DS, AR, DW за GCVS4) — обидві зорі не заповнили свої порожнини Роша. Припливні викривлення невеликі, зорі зберігають кулясту форму.
  • Напіврозділені системи (semi-detached binaries; SD) — лише одна з зір заповнила свою порожнину Роша, речовина цієї зорі через внутрішню точку Лагранжа починає перетікати на її супутника, форма зорі викривлюється.
  • Контактні системи (contact binaries; K, KE, KW) — обидві зорі заповнили свої порожнини Роша, вони мають викривлену (еліпсоїдальну) форму, іноді вся система занурена в спільну оболонку.

Ця класифікація зосереджується на процесах, які спричиняють змінність.

Класифікація за фізичними особливостями компонентівРедагувати

ЗКЗЗ виділяє такі фізичні особливості компонентів подвійних зір[6]:

ПрикладиРедагувати

ДжерелаРедагувати

  1. АЕС, 2003, с. 165, Затемнювані змінні
  2. АЕС, 2003, с. 165, Затемнювані подвійні
  3. а б в г АЕС, 2003, с. 500—501, Фотометричні подвійні
  4. Percy, 2007, с. 106, 5. Eclipsing variables stars. 5.1 Overview
  5. а б в Percy, 2007, с. 107, 5.3 Classification of eclipsing variables
  6. а б в GCVS Variability Types, 5. Close Binary Eclipsing Systems
  7. GCVS Variability Types, The new variability types
  8. АЕС, 2003, с. 364, Подвійні системи

ЛітератураРедагувати