La sfârșitul secolului al XVIII-lea, astronomul-amator englez John Gudraik a observat că strălucirea lui Algol variază strict periodic. La fiecare două zile, 20 de ore și 49 de minute, strălucirea sa a fost reprodusă la același nivel. Pentru a descrie procese periodice este convenabil să introducem o fază. Faza este timpul exprimat în fracții ale perioadei. În practică, faza se calculează după cum urmează. Alegeți un punct de timp pentru inițial și alocați-i o fază egală cu zero. Când observați stele, de regulă, momentul inițial (momentul fazei zero) coincide cu minimul luminozității stelei. Apoi observați timpul de observare, scade timpul inițial și împărțiți-l cu perioada. Restul fracționat de divizare va fi faza. Luciul unei stele variabile este de obicei măsurat cu privire la orice stea constantă din vecinătate. Diagrama dependenței strălucirii unei stele de o fază se numește curba luminii.
Curba luminoasă a lui Algol, găsită de Gudraik, a avut două minime în timpul perioadei: o primă adâncă (minimul principal) în faza de zero și o secundară mică în faza 0.5 (figura 20). Este posibil să înțelegem un astfel de caracter al curbei de lumină, presupunând doar că Algol nu este o stea, ci două. (Schema fenomenului este explicată în Figura 20.) Rotirea unul în celălalt cu o perioadă de 2,9 zile, stelele se acoperă alternativ de la noi.
Figura 20. Curba luminoasă a lui Algol
Este închis, deși nu complet, dar parțial. Se pune întrebarea: de ce o minimă profundă și cealaltă amenda? După fiecare stea eclipsează vecinii săi aceeași zonă (această zonă este pur și simplu egală cu suprafața totală de porțiuni din două cercuri suprapuse). Să ne gândim:
Care este adâncimea eclipsei, de ce este determinată? În afara eclipsei, vedem ambele stele în același timp, iar strălucirea sistemului este suma strălucirii stelelor. Atunci când o stea "se strecoară" în proiecție în alta, luminozitatea dublei cade exact la fel de mult cât radiază partea închisă a stelei. Pentru a calcula cantitatea de energie radiată de partea închisă a suprafeței stelei, este necesar să se înmulțească energia emisă de o unitate a suprafeței cu suprafața acestei părți a suprafeței. Prin urmare, este clar că diferența dintre adâncimile minimelor se datorează diferențelor în cantitatea de energie radiată de suprafața unității stelelor, adică în fluxurile de la fiecare stea. În prima aproximare, putem presupune că stelele emit ca organe "complet negre". Un exemplu de astfel de corp perfect negru poate fi un corp cu o temperatură constantă. Pentru corpuri absolut negre 4.
Aici sigma = 5.67 10 -8 J / (M 2 ∙ K 4 ∙ sec) este constanta Stefan-Boltzmann. De fapt, pentru moment această lege este necesară pentru noi doar pentru a spune un lucru destul de evident - cu cât este mai tare corpul, cu atât este mai strălucitor. Este acum evident că Algol constă în stele cu temperaturi diferite și în faza de zero stelele mai calde sunt eclipsate.
Curbele de lumină de tip Algol sunt foarte frecvente printre stelele variabile. Acum sunt cunoscute câteva mii de stele. Toate acestea se caracterizează prin prezența a două minime cu suprafețe de luciu aproape constante între ele. Consistența este doar aproximativă. De ce? La urma urmei, între eclipses vedem ambele stele în întregime, iar strălucirea sistemului este pur și simplu suma strălucirii stelelor. Consistența trebuie să fie exactă. Dar pe curba luminii (Figura 20) se vede clar că după minimul primar, luminozitatea sistemului crește treptat până la faza 0.5 și dacă nu există o eclipsă secundară, atunci ar exista un maxim în acest loc.
Creșterea luminozității se datorează efectului de reflexie. Amintiți-vă că una dintre stelele lui Algol este mai fierbinte decât cealaltă. O stea mai caldă se aprinde pe o față rece, astfel încât o parte a stelei reci, îndreptată spre steaua caldă, devine puțin mai strălucitoare. Steaua caldă se reflectă în frig. De fapt, nu apare o reflecție, ci o reradiție și o reradiție cu o schimbare a lungimii de undă a luminii. Apropo, reflectarea luminii vizibile în oglindă este, de asemenea, o reradiție. Electronii reemitează într-un strat subțire de metal depus pe sticlă. Dar în oglindă, lungimea de undă nu se schimbă, așa că, dacă vi se pare că sunteți în roșu oglindă, sunteți într-adevăr roșii.
Să ne amintim mai bine dependența de fază a efectului de reflecție. În faza zero, steaua rece scoate în evidență steaua caldă, ceea ce înseamnă că vedem spatele, cea mai rece parte a stelei mai întunecate. Ca rotație orbitală, cu o fază în creștere, vedem o parte din ce în ce mai mare a părții evidențiate a acestei stele - luminozitatea totală a sistemului crește încet, iar la faza 0.5 se desfăsoară cea mai fierbinte parte a stelei reci. Efectul de reflexie devine maxim. Apoi luminozitatea sistemului cade simetric la faza 1. În sistemul Algol, efectul de reflecție este mic și joacă un rol secundar. Principalul lucru este o eclipsa. Dar imaginați-vă că sistemul este localizat astfel încât componentele să nu se umbrească reciproc, sau nu au nimic și nimic să eclipseze (acest lucru este posibil și!). Apoi, singurul motiv pentru schimbarea luminozității unui dublu poate fi efectul de reflexie. În continuare ne vom întâlni cu dublu, în care efectul de reflecție este de zece ori mai puternic decât cel al lui Algol.
Trimiteți-le prietenilor: