Затменные звёзды — Википедия

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 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]:

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 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].

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.

«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)

• 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.

• Samus N.N., Durlevich O.V. GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability  (неопр.) (18 июня 2015). Архивировано из оригинала 10 сентября 2015 года.
• Bruton, D. Eclipsing Binary Stars  (неопр.). Stephen F. Austin State University. Архивировано 14 апреля 2007 года.
• Worth, M Binary Stars  (неопр.) (PowerPoint). Stephen F. Austin State University. Архивировано 3 сентября 2003 года.