Затемнювані зорі: відмінності між версіями
| [перевірена версія] | [перевірена версія] |
Вилучено вміст Додано вміст
Olvin (обговорення | внесок) Немає опису редагування |
Olvin (обговорення | внесок) Немає опису редагування |
||
Рядок 1:
[[Файл:Eclipsing binary star animation 2.gif|right|thumb|300px|Затемнення в подвійній системі типу Алголя]]
{{Пишу|Olvin}}
'''Зате́мнювані зо́рі'''
('''затемнювані змі́нні'''{{sfn|АЕС|2003|с=165|name=c165|loc=Затемнювані змінні}},
'''затемнювані подві́йні'''{{sfn|АЕС|2003|с=165|name=c165|loc=Затемнювані подвійні}},
'''фотометри́чні подвійні'''{{sfn|АЕС|2003|с=500—501|loc=Фотометричні подвійні|name="Фотометричні подвійні"}}
) — [[подвійна зоря|зоряні системи]], в яких спостерігається періодична [[змінні зорі|зміна блиску]] внаслідок [[Затемнення|затемнень]] однієї зорі іншою.
Затемнення можуть спостерігатися лише для тих систем, площина орбіти яких близька до променя зору. На кривих блиску зазвичай спостерігають зазвичай спостерігають глибокі ''головні (первинні) мінімуми'', які повторюються з періодом, що дорівнює орбітальному, а між ними - мілкіші ''вторинні мінімуми''{{sfn|АЕС|2003|с=500—501|loc=Фотометричні подвійні|name=aes}}. Ці зміни блиску не означають, що відбувається фізична зміна [[світність|світності]] самих зір (хоча в тісних подвійних системах можуть відбуватися й фізичні зміни).
Загальна кількість відомих затемнюваних подвійних становить більше п'яти тисяч{{sfn|АЕС|2003|с=500—501|loc=Фотометричні подвійні|name=aes}}. Вивчення затемнюваних подвійних координується окремими комісіями [[Міжнародний астрономічний союз|Міжнародного астрономічного союзу]]: №26 «Подвійні й кратні зорі», №27 «Змінні зорі» та №42 «Тісні подвійні системи»{{sfn|Percy|2007|p=106|loc=5. Eclipsing variables stars. 5.1 Overview}}.
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 [[променева швидкість|променевих швидкостей]] зір, що входять до системи. За часом затемнення можна обчислити діаметр зорі у частках великих півосей їхніх [[орбіта|орбіт]], а потім — і в абсолютному вимірі. За [[Світність|світністю]] й розмірами зір можна знайти ефективну температуру їх поверхні.
== Класифікація ==
У четвертому виданні [[загальний каталог змінних зір|загального каталога змінних зір]] (GCVS4) затемнювані подвійні виділено в окремий клас ('''E'''), який поділяється на типи за трьома ознаками{{sfn|Percy|2007|p=107|loc=5.3 Classification of eclipsing variables}}{{sfn|GCVS Variability Types|loc=5. Close Binary Eclipsing Systems}}:
# Форма кривої блиску.
# Ступінь заповнення компонентами їх [[порожнина Роша|порожнини Роша]].
# Фізичні особливості компонентів.
Класифікація за кожною ознакою є незалежною та має окремі позначення. Якщо систему класифіковано більш ніж за однією ознакою, вона отримує два (або навіть три) позначення, які поєднують через [[Коса риска|косу риску]] (наприклад, '''E/DS''' або '''EW/DW/RS''').
=== Класифікація за формою кривої блиску ===
[[Файл:Eclipsing binary star animation 3.gif|міні||200пкс|Затемнення в подвійній системі типу β Ліри.]]
Класифікація за формою кривої блиску є традиційною та вважається найпростішою, хоча й застарілою{{sfn|Percy|2007|p=107|loc=5.3 Classification of eclipsing variables}}. Втім, вона підходить для спостерігачів{{sfn|GCVS Variability Types|loc=5. Close Binary Eclipsing Systems}}. За цією ознакою затемнювані подвійні поділяють на три типи{{sfn|АЕС|2003|с=500—501|loc=Фотометричні подвійні}}:
* [[Зорі типу Алголя|типу Алголя]] ('''EA''') — на кривій блиску чітко виділяються мінімуми, вторинний мінімум зазвичай слабший (може бути взагалі відсутнім); між затемненнями блиск системи майже постійний;
* {{нп|Зорі типу β Ліри|типу β Ліри||Beta Lyrae variable}} ('''EB''') — крива блиску має два нечіткі мінімуми різної глибини, а між ними блиск неперервно змінюється;
* [[Зорі типу W Великої Ведмедиці|типу W великої Ведмедиці]] ('''EW''') — на кривій блиску два нечітких мінімуми приблизно однакової глибини, між ними блиск змінюється неперервно.
=== Класифікація за ступенем заповнення порожнин Роша ===
Поділ за цією ознакою застосовується до будь-яких подвійних систем (не лише затемнюваних). Поділяють їх на такі типи{{sfn|Percy|2007|p=107|loc=5.3 Classification of eclipsing variables}}
* Розділені системи ({{lang-en|detached binaries}}; типи '''D''', '''DM''', '''DS''', '''AR''', '''DW''' за GCVS4) — обидві зорі не заповнили свої порожнини Роша. [[Приплив]]ні викривлення невеликі, зорі зберігають кулясту форму.
* Напіврозділені системи ({{lang|en|semi-detached binaries}}; '''SD''') — лише одна з зір заповнила свою порожнину Роша, речовина цієї зорі через внутрішню [[точки Лагранжа|точку Лагранжа]] починає перетікати на її супутника, форма зорі викривлюється.
* Контактні системи ({{lang|en|contact binaries}}; '''K''', '''KE''', '''KW''') — обидві зорі заповнили свої порожнини Роша. Вони мають викривлену форму, іноді вся система занурена в спільну оболонку.
=== Класифікація за фізичними особливостями компонентів ===
{{section-stub}}
== Джерела ==
{{reflist
|refs=
}}
== Література ==
* {{А-Е-С}}
* {{cite web
|url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.htm
|title=GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability|
author=N.N. Samus, O.V. Durlevich
|date= 18-June-2015
|ref=GCVS Variability Types
}}
* {{cite book|
title=Understanding Variable Stars|
author=Percy, J.R.|
isbn=9781139463287|
url=https://books.google.de/books?id=GQzCDQI3YP4C|
year=2007|
publisher=Cambridge University Press|
ref= Percy
}}
{{Змінні зорі (навігація)}}
[[it:Binaria a eclisse]]
| |||