Затемнювані зорі: відмінності між версіями
[перевірена версія] | [перевірена версія] |
Вилучено вміст Додано вміст
Olvin (обговорення | внесок) Немає опису редагування |
Olvin (обговорення | внесок) доповнення, зображення, зовнішні посилання |
||
Рядок 1:
[[Файл:Eclipsing binary star animation 2.gif|right|thumb|300px|Затемнення в подвійній системі типу Алголя]]
'''Зате́мнювані зо́рі'''
('''затемнювані змі́нні'''{{sfn|АЕС|2003|с=165|name=c165|loc=Затемнювані змінні}},
Рядок 7 ⟶ 6:
) — [[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
Загальна кількість відомих затемнюваних подвійних становить більше п'яти тисяч{{sfn|АЕС|2003|с=500—501|loc=Фотометричні подвійні
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 ==
Класифікація затемнюваних зір є доволі складною. Вона зосереджується на процесах, які спричиняють змінність. У четвертому виданні [[загальний каталог змінних зір|загального
# Форма кривої блиску.
# Ступінь заповнення компонентами їх [[порожнина Роша|порожнини Роша]].
Рядок 27 ⟶ 26:
=== 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|АЕС|2003|с=364|loc=Подвійні системи|}}{{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
[[Файл:Common envelope.svg|міні||200пкс|Утворення спільної оболонки в контактній системі]]
=== Класифікація за фізичними особливостями компонентів ===
ЗКЗЗ виділяє такі фізичні особливості подвійних зір{{sfn|GCVS Variability Types|loc=5. Close Binary Eclipsing Systems}}:
* Система містить принаймні одного [[гігант (зоря)|гіганта]] чи [[надгігант]]а ('''GS''').
* Система містить [[зорі Вольфа-Райє|зорю Вольфа—Райє]] ('''WR''')
* Система містить [[білий карлик|білого карлика]] ('''DW''')
* Одним з компонентів є ядро [[планетарна туманність|планетарної туманності]] ('''PN''')
* Система [[Змінні типу RS Гончих Псів|типу RS Гончих Псів]] ('''RS''')
== Приклади ==
{{section-stub}}
|