Затме́нные звёзды ( затме́нные переме́нные , затме́нные двойны́е , фотометри́ческие двойны́е ) — 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 . 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 . Изучение затменных двойных координируется отдельными комиссиями Международного астрономического союза : № 26 «Двойные и кратные звезды», № 27 «Переменные звезды» и № 42 «Тесные двойные системы» . 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 :

1. форма кривой блеска;
2. степень заполнения компонентами их полости Роша ;
3. 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 . Впрочем, она подходит для наблюдателей . По этому признаку затменные двойные разделяют на три типа :

• 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 ) .

Классификация по степени заполнения полостей Роша

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

• 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 :

• 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

Литература

• / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів, 2003. — 547 с. — ISBN 966-613-263-X . (укр.)
• Percy J.R. . — 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 : . — Bibcode : .
• 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 : . — Bibcode : . — arXiv : .

Ссылки

• Samus N.N., Durlevich O.V. (неопр.) (18 июня 2015). Архивировано из 10 сентября 2015 года.
• Bruton, D. (неопр.) . Stephen F. Austin State University. 14 апреля 2007 года.
• Worth, M (неопр.) ( PowerPoint ). Stephen F. Austin State University. 3 сентября 2003 года.