ЗАТМЕННЫЕ ИЛИ ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Среди визуально-двойных звезд встречаются такие, у которых плоскость орбиты почти точно проходит через земного наблюдателя (угол 90°). Создается возможность того, что в соединениях одна компонента закроет (затмит) другую и общий блеск системы ослабеет в 1,5—2 или больше раз.

Рис. 80. Две схемы, поясняющие вероятность наблюдения с Земли взаимного затмения компонент в широкой паре (вверху) и в тесной паре (внизу). Затмение возможно, если Земля находится в пределах заштрихованного конуса, угол (половинный) растворения которого таков, что . Чем больше этот угол, тем больше шансов наблюдать эту систему как затменную переменную

Хотя соединения такого рода могут быть легко предсказаны, а затмения, как легко рассчитать, могут быть весьма продолжительными, они никогда реально не наблюдались. Это понятно: в широких парах наклонение должно лишь ничтожно мало отличаться от 90° для того, чтобы относительно малые компоненты не прошли своими дисками одна мимо другой во время соединения, наблюдаемого земным наблюдателем (рис. 80). Наоборот, в тесных парах такое отличие угла i от 90° может быть большим, а затмение все же будет наблюдаться при каждом соединении. Фактически такие затмения наблюдаются у Алголя с 1670 г. и еще у нескольких тысяч звезд, получивших название затменных двойных или затменных переменных.

Другое название их — фотометрические двойные звезды, так как метод их обнаружения — фотометрический; измерения блеска таких звезд показывают, что в нем происходят более или менее резкие ослабления — фотометрические минимумы, повторяющиеся с периодом, равным орбитальному периоду. В качестве типичной затменной двойной может служить названная выше Р Персея — Алголь, кривая блеска которого и схематическое изображение системы в соединении, когда звезда находится в минимуме блеска, приведены на рис. 81.

Рис. 81. Кривая блеска Алголя. т. е. изменение его блеска на протяжении немногим более орбитального периода (равного 68 часам), и схема орбиты, в которой показано положение главной звезды (меньшего размера и более яркой) и спутника в момент соединения, когда вследствие затмении происходит наибольшее падение блеска (главный минимум). Полпериода спустя, при затмении спутника, наблюдается вторичный минимум, менее глубокий. В том же масштабе изображено Солнце

Образцом иного рода служит звезда Лиры, у которой изменения блеска (рис. 82) непрерывны, а два минимума в течение одного периода (главный и вторичный) мало отличаются глубиной, совсем не так, как у Алголя. Здесь обе звезды, главная и спутник, приблизительно одинаково ярки, а основная особенность состоит в том, что обе они имеют не шаровую форму, но сильно деформированы взаимным притяжением, так как их относительные размеры очень велики. При движении каждой компоненты по орбите они обращаются к Земле то малыми сечениями (в минимумах), то большими (в максимумах блеска).

Из сказанного легко понять, что фотометрические двойные и спектрально-двойные звезды представляют собой одну и ту же группу тесных пар, различие между которыми состоит в методе наблюдения. Фотометрические двойные более доступны открытию и исследованию, чем спектральные, так как падение блеска на и больше легко установить из глазомерных оценок в телескоп или на фотографиях, тогда как с тем же телескопом можно получать спектры лишь сравнительно ярких звезд (на ярче, чем на пределе прямого фотографирования). Не удивительно, что затменных двойных известно свыше 3000, тогда как число достоверных спектрально-двойных не превышает 1000.

Рис. 82. Кривая блеска затменной двойной Э Лиры, полученная при выполнении международной программы по исследованию этой звезды между 21 июня и 12 июля 1958 г. Кроме изменения блеска, охватывающего два главных минимума (внизу), приведены еще изменения показателей цвета (U—B) и (В—V) (наверху). Компоненты этой системы из-за их относительно тесной близости сильно вытянуты друг к другу, так что изменение блеска происходит и вне затмений. Поверхностные яркости компонент сравнимы друг с другом, вследствие чего вторичные минимумы мало отличаются от главных

Периоды у затменных переменных в настоящее время наблюдаются в пределах от 27 лет до и даже до ( Стрелы). У спектрально-двойных звезд известны и более длинные периоды, чем 27 лет.