[Ред.]Затемнювано-подвійні зорі

постерігаються завдяки коливаннями блиску, створеними періодичними затьмареннями однієї зірки іншою, це відбувається в тих рідкісних випадках, коли Земля перебуває в одній площині із орбітами зірок. Внаслідок чого відбувається періодичне поперемінне затемнення одним компонентом іншого та навпаки. Відповідно спостерігається два зниження яскравості протягом одного циклу. Менше зниження, коли яскравіша зоря закриває від нас більш тьмяну і сильніше падіння видимої зоряної величини, коли відбувається навпаки.

[Ред.]Спектрально-подвійні зорі

Спостерігаються завдяки періодичним зсувам спектральних ліній.

Якщо подвійна зірка має достатньо значний власний рух, то можна спостерігати періодичні відхилення траєкторії руху головного компоненту на небесній сфері від прямої лінії.

[Ред.]Оптично подвійні зорі

Іноді буває, що дві фізично не пов'язані між собою зірки випадково проектуються на дуже близькі одна до одної точки небесної сфери. Такі зірки називаються оптично подвійними — на противагу «істинним», фізично подвійним. Класичним прикладом таких зірок є Міцар і Алькор у сузір'ї(Великої Медведиці).

Гравітаційна взаємодія між компонентами

Подвійні зорі утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зорі подвійної системи обертаються по еліптичних орбітах навколо деякою точки, що лежить з-поміж них і називається центром гравітації цих зір. Якщо відстань між партнерами дуже велика, орбітальний період може вимірюватися роками, інколи ж цілим століттям чи більше. Для тісних систем їх орбітальний період може становити лише кілька годин. Що стосується, обертання досить масивних зірок навколо загального центру ваги на близькій відстані один від одного, стають помітними релятивістські ефекти, такі як усунення периастра і зменшення орбітального періоду за рахунок випромінювання системою гравітаційних хвиль (останнє призводить до того, що наприкінці дві зірки зіштовхуються).

22. Фізичні змінні

залежно від особливостей змінності ділять на дві основні групи: пульсуючі змінні, в яких зміни блиску зумовлені періодичним або ква-зіперіодичним коливанням їхніх радіусів і ефективної температури навколо певних середніх значень; та еруптивні змінні, в яких зміни блиску пов'язані з раптовим виділенням енергії внаслідок вибухоподібного процесу.

За амплітудами, тривалістю циклу та іншими особливостями кривих зміни блиску як пульсуючі, так і еруптивні змінні поділено на окремі типи. Наприклад, у групі пульсуючих зір виділяють цефеїди, віргініди, ліриди, зорі типу RYТельця, довгоперіодичні змінні, напівправильні змінні тощо. До групи еруптивних зір належать зорі типу Т Тельця, UYКита, Нові зорі, новоподібні, зорі типу U Близнят і Наднові зорі.

Цефеїди, ліриди і віргініди

Для зір цих типів характерні ритмічні, з точністю доброго годинникового механізму, зміни блиску і певна залежність форми кривої блиску від періоду Р. Довгий час усі ці три групи пульсуючих змінних об'єднували під назвою цефеїди. Однак і тоді був поділ на довгоперіодичні або класичні цефеїди (їхнім прототипом була зоря S Цефея) і короткоперіодичні цефеїди (прототип — зоря RR Ліри). Виділення окремих типів «колишніх цефеїд» — лірид і віргінід — супроводжувалися певними змінами в уявленнях щодо масштабів Галактики і галактичного світу в цілому.

Цефеїди. У Галактиці зір цього типу відкрито понад сімсот (багато цефеїд знайдено і в інших галактиках). Амплітуди зміни блиску відомих цефеїд нашої Галактики, класифікація яких не має сумнівів, є в межах від 0,06т (для унікальної цефеїди Полярної — а Малої Ведмедиці — амплітуда зараз становить 0,015ш ) до 1,5т, а періоди — від 1 до 127 діб. Цефеїди в інших галактиках часто мають періоди більше ніж 100 діб, а в нашій Галактиці таких цефеїд усього декілька. Абсолютні зоряні величини цефеїд — від —2т до —6т, вони є надгігантами спектральних класів Р і О (деякі цефеїди у мінімумі блиску мають спектральний клас К). Як вже було сказано, ти¬повим представником цієї групи змінних є зоря S Цефея, яка ритмічно змі-нює свій блиск від 3,48т до 4,37т з періодом 5,366 доби. Залежність зоряної величини цефеїди від часу t (точніше від фази ?= t/P, де Р — період пульсацій) є асиметричною: порівняно швидке зростання блиску змінюється дещо сповільненим його спадом (рис. 1, а). У фазі з кривою блиску змінюється ефективна температура зорі (рис. 16.1, б), а також її спектральний клас: у мінімумі блиску поверхня зорі холодніша, а її спектральний клас пізніший. До того ж ця особливість проявляється тим сильніше, чим більший період зміни блиску зорі. Так виявили залежність період — спектральний клас для цефеїд. У деяких так званих є-цефеїд крива блиску має синусоїдальну форму, тобто є симетричною, амплітуда ж, як правило, не перевищує 0,5т. Типовий приклад а-цефеїди — а Малої Ведмедиці).

Вимірюючи зміщення ліній у спектрах цефеїд, можна отримати криві про-меневих швидкостей. Як виявилося, у кожному конкретному випадку ця крива є дзеркальним відображенням кривої блиску (рис. 1, в). Вона свідчить, що зовнішні шари зорі, в яких утворюються спектральні лінії, коливаються навколо середнього положення рівноваги, досягаючи найбільшої швидкості близько 20 км/с. За кривою променевих швидкостей можна обчислити відхилення радіуса зорі R від його середнього значення. Рис. 16.1. Зміни блиску (а), температури (б), променевої швидкості фото¬сфери (в) зорі S Цефея у функції фази періоду; штрихова лінія позначає величину променевої швидкості руху самої зорі у просторі.

Віргініди. Довгий час до цефеїд залічували зорі типу W Діви, періоди зміни блиску яких перебувають приблизно в межах від 12 до 35 діб. Як приклад, на рис. 16.2 показана крива блиску самої зорі W Діви.

В 1952 р. визначили, що при однаковому значенні періоду пульсацій аб¬солютні зоряні величини віргінід на 1,5—2,0т менші від типових для цефеїд (див. рис. 3). Як виявилося, розподіл цих двох типів змінних зір у га¬лактичному просторі також різний: цефеїди в основному скупчені до пло¬щини Молочного Шляху, тоді як віргініди розподілені майже рівномірно відносно центра Галактики. Залежність світності від періоду зміни блиску для зір типу Ж Діви майже така, як і для цефеїд, однак з іншою константою у формулі типу (1).

Ліриди. Змінних зір типу RR Ліри відомо близько 4000. Це — гіганти спектральних класів А — Б, періоди зміни блиску для них є в межах від 0,2 до 1,2 доби, амплітуди зміни блиску не перевищують 2т (рис.4). Середнє значення абсолютної зоряної величини лірид М= +0,5т. Особливо багато цих зір є в кулястих зоряних скупченнях.

Уже на початку XX ст., як тільки виявили залежність М= М(Р), цефеїди (у найширшому розумінні слова, тобто включаючи в цю групу і ліриди, і віргініди) назвали «маяками Всесвіту». Вони й справді є такими, особливо тепер, коли з'ясовано існування цих трьох окремих різновидів. їхня достатньо висока світність дає змогу виявляти ці об'єкти в найдальших закутках нашої Галактики, а також (це стосується саме цефеїд) і в декількох десятках близьких до нас галактик. Тут формула (1) дає змогу прокалібрувати інші методи визначення міжгалактичних відстаней цілком так само, як у масштабах нашої Галактики це здійснили за допомогою тригонометричних паралаксів.