Variabilele eclipsante sunt acele perechi apropiate de stele care sunt insolubile în telescoape, magnitudinea aparentă a cărei modificări se datorează eclipsei periodice a unei componente a sistemului pentru un alt observator. În acest caz, o stea cu o luminozitate mai mare este numită principala, iar cu una mai mică, un satelit. Exemple tipice de stele de acest tip sunt stelele Algol b Persei) și b Lyra. Datorită eclipsei frecvente a starului principal de către satelit, precum și a satelitului de către steaua principală, mărimea aparentă stelară aparentă a stelelor variabile variază periodic.
Un grafic care descrie variația fluxului de radiație al unei stele cu timpul se numește curba luminii. Punctul de timp în care steaua are cea mai mică magnitudine vizibilă se numește epoca maximului, iar cea mai mare este epoca minimă. Diferența dintre magnitudinile stelare la minim și maxim este numită amplitudine, iar intervalul de timp dintre două maxime sau minime succesive este perioada de variabilitate. În Algol, de exemplu, perioada de variabilitate este egală cu 2d 20h 49m, iar pentru b Lira - 12d 21h 48m.
Prin natura curbei luminoase a stelei variabile, se pot găsi elementele orbitei unei stele față de cealaltă, dimensiunile relative ale componentelor și, în unele cazuri, chiar și o idee despre forma lor. Două minime se pot observa pe toate curbele: adâncime (cea principală care corespunde eclipsei principalei stele ca satelit) și slabă (secundară), care apare atunci când steaua principală scoate în evidență satelitul.
Pe baza unui studiu detaliat al curbelor de lumină, pot fi obținute următoarele date despre componentele stelelor variabile de eclipsare.
1. Natura eclipsei (parțială, totală sau centrală) este determinată de înclinația i și dimensiunea stelelor. Când i = 90, eclipsa este centrală, ca în b Lyra. În acele cazuri în care discul singură stea complet suprapusă unitate altă regiune corespunzătoare a curbei de lumină au zone tipice plate (ca IH Cassiopeia), ceea ce înseamnă că debitul total emisia constantă a sistemului de ceva timp, în timp ce o stea mai mică trece în fața sau în spatele mai mare disc . În cazul numai parțial eclipsează minimelor ascuțite (cum ar fi RX sau b Perseus Hercules).
2. Pe baza duratei minimelor, se găsesc razele componentelor R1 și R2. exprimată în fracții ale semiaxisului major al orbitei, deoarece durata eclipsei este proporțională cu diametrul stelelor.
3. În cazul în care eclipsa este completă, atunci raportul luminozităților poate fi găsit din adâncimea minimelor, iar pentru razele cunoscute, și raportul dintre temperaturile efective ale componentelor.
4. Raportul intervalelor de timp de la mijlocul minimului principal până la mijlocul minimului secundar și de la minimul secundar la următorul minim principal depinde de excentricitatea orbitei e și de longitudinea periastronului w. Mai exact, faza de debut a minimului secundar depinde de produsul e cos cos w. Dacă minimul secundar se află la jumătatea distanței dintre cele două minime principale (ca în Hercules RX), atunci orbita este simetrică față de linia de vedere și, în special, poate fi circulară. Asimetria poziției minimului secundar ne permite să găsim produsul e cos w.
5. Înclinația curbei de lumină, observată uneori între minime, face posibilă cuantificarea efectului reflectării unei stele radiații de către alta, ca de exemplu în Perseus.
6. O schimbare netedă a curbei luminoase, ca de exemplu în b Lyra, vorbește despre natura elipsoidală a stelelor cauzată de acțiunea mareelor componentelor foarte apropiate ale stelelor binare. Astfel de sisteme includ stelele de tipul b de Lyra și W a Marii Urși. În acest caz, forma stelelor poate fi determinată din forma curbei de lumină.
7. Cursa detaliată a curbei de lumină la minimă uneori permite să judecăm legea întunecării discului stelei spre margine. Identificați acest efect, de regulă, foarte dificil. Cu toate acestea, spre deosebire de Soare, aceasta este singura metodă disponibilă în prezent pentru studierea distribuției luminozității pe discuri de stele.
Ca urmare, următoarele elemente și caracteristici ale sistemului pot fi determinate, în principiu, pe baza formei curbei de luminozitate a starului variabil de eclipsare:
i - inclinarea orbitei;
T - epoca minimului principal;
e - excentricitatea orbitei;
w este lungimea periastronului;
R1 și R2 sunt razele componentelor, exprimate în fracțiuni ale semiaxelor majore; pentru stelele de tip b Lyrae - excentricitățile elipsoidelor reprezentând forma stelelor;
L1 / L2 este raportul dintre luminozitățile componentelor sau temperaturile lor T1 / T2.
Pentru unele tipuri speciale de stele (de exemplu, Wolf-Rayet), în cazul în care acestea sunt eclipsing, se pot găsi o serie de caracteristici suplimentare.
Sarcina de a determina toate aceste cantități este foarte complicată și nu poate fi întotdeauna rezolvată până la capăt. De obicei, în forma generală a curbei de lumină, tipul și orientarea orală sunt determinate în primul rând, după care elementele orbitei sunt calculate exact. În prezent, sunt cunoscute peste 4000 de stele variabile care sunt eclipsate de diferite tipuri. Perioada minimă cunoscută este mai mică de o oră, cea mai mare fiind de 57 de ani.
Informațiile despre stelele eclipsante devin mai complete și mai sigure atunci când observațiile fotometrice sunt completate de observații spectrale.
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: