PROFILBARU.COM

Затме́нные звёзды (затме́нные переме́нные^[1], затме́нные двойны́е^[2], фотометри́ческие двойны́е^[3]) — звёздные системы, в которых наблюдается периодическое изменение блеска вследствие затмений одной звезды другой.

Затмения могут наблюдаться только для тех систем, плоскость орбиты которых близка к лучу зрения. На кривых блеска обычно наблюдают глубокие главные (первичные) минимумы, которые повторяются с периодом, который равен орбитальному, а между ними — более короткие вторичные минимумы^[3]. Эти изменения блеска не означают, что происходит физическое изменение светимости самих звёзд (хотя в тесных двойных системах могут происходить и физические изменения).

Общее количество известных затменных двойных составляет более пяти тысяч^[3]. Изучение затменных двойных координируется отдельными комиссиями Международного астрономического союза: № 26 «Двойные и кратные звезды», № 27 «Переменные звезды» и № 42 «Тесные двойные системы»^[4]. Особое внимание, уделяемое таким системам исследователями, обусловлено тем, что двойные системы предоставляют уникальную возможность определения ряда важнейших характеристик звёзд, особенно в том случае, если известны расстояние до системы и кривая изменения лучевых скоростей звёзд, входящих в систему. По времени затмения можно вычислить диаметр звёзд в долях больших полуосей их орбит, а затем — и в абсолютном измерении. По светимости и размерам звёзд можно найти эффективную температуру их поверхности.

Классификация

Классификация затменных звёзд является довольно сложной. В четвёртом издании «Общего каталога переменных звёзд» (GCVS4) затменные двойные выделены в отдельный класс (E), который делится на типы по трём признакам^[5]^[6]:

форма кривой блеска;
степень заполнения компонентами их полости Роша;
физические особенности компонентов.

Классификация по каждому признаку является независимой и имеет отдельные обозначения. Если система классифицирована по более чем одному признаку, она получает два (или даже три) обозначения, которые объединяют через косую черту (например, E/DS или EW/DW/RS).

Классификация по форме кривой блеска

Классификация по форме кривой блеска является традиционной и считается простейшей, хотя и устаревшей^[5]. Впрочем, она подходит для наблюдателей^[6]. По этому признаку затменные двойные разделяют на три типа^[3]:

типа Алголя (EA) — на кривой блеска чётко выделяются минимумы, вторичный минимум обычно слабее (может вообще отсутствовать); между затмениями блеск системы почти постоянный;
типа β Лиры (EB) — кривая блеска состоит из двух нечётких минимумов разной глубины, а между ними блеск непрерывно изменяется;
типа W большой Медведицы (EW) — на кривой блеска два нечётких минимума примерно одинаковой глубины, между ними блеск изменяется непрерывно.

В новейшей редакции «Общего каталога переменных звёзд» в отдельный тип выделены звёзды, которые затмеваются экзопланетами (EP)^[7].

Классификация по степени заполнения полостей Роша

Разделение по этому признаку применяется для любых двойных систем (не только затменных). Подразделяют их на следующие типы^[8]^[5]:

Разделённые системы (англ. detached binaries; типы D, DM, DS, AR, DW по GCVS4) — обе звезды не заполнили свои полости Роша. Приливные деформации небольшие, звёзды сохраняют шарообразную форму.
Полуразделённые системы (англ. semi-detached binaries; SD) — лишь одна из звёзд заполнила свою полость Роша, вещество этой звезды через внутреннюю точку Лагранжа начинает перетекать на её спутник, форма звезды искажается.
Контактные системы (англ. contact binaries; K, KE, KW) — обе звезды заполнили свои полости Роша, они имеют форму деформированного эллипсоида, иногда вся система погружена в общую оболочку.

Эта классификация сосредотачивается на процессах, которые вызывают переменность.

Классификация по физическим особенностями компонентов

«Общий каталог переменных звёзд» выделяет такие физические особенности двойных звёзд^[6]:

Система содержит по крайней мере один гигант или сверхгигант (GS).
Система содержит звезду Вольфа — Райе (WR)
Система содержит белый карлик (DW)
Одним из компонентов является ядро планетарной туманности (PN)
Система типа RS Гончих Псов (RS)

Примечания

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

Литература

Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів, 2003. — 547 с. — ISBN 966-613-263-X. (укр.)
Percy J.R. Understanding Variable Stars. — Cambridge University Press, 2007. — ISBN 9781139463287.
Wilson, R.E. Eclipsing binary solutions in physical units and direct distance estimation (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2008. — 1 January (vol. 672, no. 1). — P. 575–589. — doi:10.1086/523634. — Bibcode: 2008ApJ...672..575W.
Bonanos, Alceste Z. Eclipsing binaries: Tools for calibrating the extragalactic distance scale (англ.) // Proceedings of the International Astronomical Union : journal. — Cambridge University Press, 2006. — Vol. 2. — P. 79—87. — doi:10.1017/S1743921307003845. — Bibcode: 2007IAUS..240...79B. — arXiv:astro-ph/0610923.