ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЭКСЦЕНТРИСИТЕТА ОРБИТЫ У ЗАТМЕННОЙ ДВОЙНОЙ ВРАЩЕНИЕ ЛИНИИ АПСИД
Когда орбита фотометрической двойной звезды эллиптическая, главный и вторичный минимумы отделены друг от друга уже не полупериодом, а промежутком времени 
(рис. 89), который отличается от полупериода 
. Отличие зависит от эксцентриситета 
и расположения орбиты, характеризуемого расстоянием о периастра от узла:
На рис. 84 была показана относительная орбита яркой компоненты вокруг слабой. Е и F обозначают положение компоненты I в нижнем и верхнем спектроскопическом соединении.
Рве. 89. Соответствие между кривыми лучевых скоростей и кривыми блеска в затменных двойных системах при двух значениях долготы периастра 
и 
и при эксцентриситете орбиты 
(расположение орбит показано слева). Так как такие большие эксцентриситеты у тесных пар встречаются очень редко, то и резко асимметричное положение вторичного минимума (кривая блеска б) является исключительным
На кривой лучевых скоростей (рис. 84 и 89) им соответствуют точки пересечения кривой с прямой, проведенной через среднюю ординату, т. е. посередине между наибольшей и наименьшей скоростями. Отличие точек Е и F от С и D невелико и определено составляющей 
вектора эксцентриситета 
. Тем же определяется, согласно формуле (12.25), уклонение вторичного минимума от середины между последовательными главными минимумами. Даже при значительном эксцентриситете моменты минимумов блеска практически совпадают с моментами спектроскопических соединений.
Вторая составляющая эксцентриситета 
сказывается на продолжительности D минимума. Так, на рис. 89 при 
(т. е. при 
) вторичный минимум, происходящий, когда компонента А медленно движется в апоастре, несравненно (в три раза) продолжительнее, чем главный, происходящий, когда А находится у периастра П.
Именно по этому фотометрическому различию и определяют составляющую g. Соответствующая формула имеет вид (
; см. рис. 89)
Вместе с составляющей 
определенной по формуле (12.25), это дает возможность найти 
и 
в отдельности.
Как показывает небесная механика (см. § 18), благодаря взаимной приливной деформации компонент в тесной двойной системе должно происходить вращение линии апсид, т. е. линии периастр — апоастр. Поэтому кривая блеска с течением времени будет изменяться в том смысле, какой представлен на рис. 89, б и г. Дальнейшая ее эволюция приведет к уходу вторичного минимума влево от середины между двумя главными и т. д. Такие изменения действительно известны среди затменных двойных звезд, у которых полный период вращения линии апсид не слишком долог (от нескольких десятков до немногих сотен лет).
