Деякі важливі поняття та формули із загальної астрономії - Астрономія
1.2 Деякі важливі поняття та формули із загальної астрономії
Перш ніж приступити до опису затемнено-змінних зірок, яким присвячена дана робота, розглянемо деякі основні поняття, які нам знадобляться надалі.
Зоряна величина небесного світила – це вжита в астрономії міра його блиску. Блиском називається інтенсивність світла, що доходить до спостерігача або освітленість, створювана на приймачі випромінювання (очей, фотопластинка, фотоумножитель і т.п.) Блиск обернено пропорційний квадрату відстані, що розділяє джерело і спостерігача.
Зоряна величина m і блиск E пов'язані між собою формулою:
(1.1)
У цій формулі Ei-блиск зірки mi-й зоряної величини, Ek-блиск зірки mk-й зоряної величини. Користуючись цією формулою, неважко бачити, що зірки першої зоряної величини (1 m) яскравіші за зір шостої зоряної величини (6 m), які видно на межі видимості неозброєного ока рівно в 100 разів. Саме ця обставина лягла в основу побудови шкали зоряних величин.
Прологарифмувавши формулу (1) і взявши до уваги, що lg 2,512 =0,4, отримаємо:
, (1.2)
(1.3)
Остання формула показує, що різниця зоряних величин прямо пропорційна логарифму відношення блисків. Знак мінус у цій формулі говорить про те, що зоряна величина зростає (зменшується) із зменшенням (зростанням) блиску. Різниця зоряних величин може виражатися як цілим, а й дробовим числом. За допомогою високоточних фотоелектричних фотометрів можна визначати різницю зоряних величин з точністю до 0,001 m . Точність візуальних (очомірних) оцінок досвідченого спостерігача становить близько 0,05 m.
Слід зазначити, що формула(3) дозволяє обчислювати не зоряні величини, які різниці. Щоб побудувати шкалу зоряних величин, потрібно вибрати певну нуль-пункт (початок відліку) цієї шкали. Приблизно вважатимуться таким нуль-пунктом Вегу (a Ліри) – зірку нульової зоряної величини. Існують зірки, які мають зіркові величини негативні. Наприклад, Сіріус (a Великого Пса) є найяскравішою зіркою земного неба і має зоряну величину -1,46 m.
Блиск зірки, що оцінюється оком, називається візуальним. Йому відповідає зоряна величина, що позначається mu. або mвіз. Йому відповідає фотографічна зоряна величина mpg або mфот. Різниця С = mpg-mфот, що залежить від кольору зірки, називається показником кольору.
Існують кілька умовно прийнятих систем зоряних величин, з яких найбільшого поширення набули системи зоряних величин U, B і V. Буквою U позначаються ультрафіолетові зоряні величини, B–сині (близькі до фотографічних), V – жовті (близькі до візуальних). Відповідно визначаються два показники кольору: U – B та B – V, які для чисто білих зірок дорівнюють нулю.
Теоретичні відомості про затьмяно-змінні зірки
2.1 Історія відкриття та класифікація затемнено-змінних зірок
Перша затемнено-змінна зірка Алголь (b Персея) було відкрито 1669г. італійським математиком та астрономом Монтанарі. Вперше її досліджував наприкінці XVIII ст. англійський аматор астрономії Джон Гудрайк. Виявилася, що видима неозброєним оком одиночна зірка b Персея насправді є кратною системою, яка не поділяється навіть при телескопічних спостереженнях. Дві з тих, що входять до системизірок звертаються навколо загального центру мас за 2 доби 20 годин та 49 хвилин. У певні моменти часу одна з зірок, що входять до системи, закриває від спостерігача іншу, що викликає тимчасове ослаблення сумарного блиску системи.
Крива зміни блиску Алголю, яка наведена на рис. 1
Даний графік побудований за точними фотоелектричними спостереженнями. Видно два ослаблення блиску: глибокий первинний мінімум – головне затемнення (яскрава компонента ховається за слабшою) і невелике ослаблення блиску – вторинний мінімум, коли яскравіша компонента затьмарює слабшу.
Ці явища повторюються через 2,8674 діб (або 2 дні 20 годин 49 хвилин).
З графіка зміни блиску видно (Рис.1), що з Алголя відразу після досягнення головного мінімуму (найменше значення блиску) починається його підйом. Це означає, що відбувається приватне затемнення. У деяких випадках може спостерігатися і повне затемнення, що характеризується збереженням мінімального значення блиску змінної в головному мінімумі протягом деякого проміжку часу. Наприклад, у затемнено-змінної зірки U Цефея, яка доступна спостереженням у сильні біноклі та аматорські телескопи, у головному мінімумі тривалість повної фази становить близько 6год.
Розглянувши графік зміни блиску Алголя, можна виявити, що між головним і вторинним мінімумами блиск зірки не залишається постійним, як це могло здаватися на перший погляд, а злегка змінюється. Пояснити це явище можна так. Поза затемненням до Землі доходить світло від обох компонент подвійної системи. Але обидві компоненти близькі один до одного. Тому більш слабка компонента (часто більша за розмірами), що висвітлюється яскравою компонентою, розсіює випромінювання, що падає на неї. Очевидно,що найбільша кількість розсіяного випромінювання сягатиме земного спостерігача у той час, коли слабка компонента розташована за яскравою, тобто. поблизу моменту вторинного мінімуму (теоретично це має наступати у момент вторинного мінімуму, але сумарний блиск системи різко зменшується внаслідок те, що відбувається затемнення однієї з компонент).
Цей ефект називається ефектом перевипромінювання. На графіці він проявляється поступовим підйомом загального блиску системи в міру наближення до вторинного мінімуму та зменшення блиску, яке симетрично його зростанню щодо вторинного мінімуму.
У 1874р. Гудрайк відкрив другу затемнено-змінну зірку - Ліри. Вона змінює блиск порівняно повільно з періодом, рівним 12 діб 21 годині 56 хвилин (12,914 діб). На відміну від Алголя, крива блиску має більш плавну форму. (Мал.2) Це пояснюється близькістю компонент один до одного.
Приливні сили, що виникають в системі, змушують обидві зірки витягнутися вздовж лінії, що з'єднує їх центри. Компоненти вже не кульові, а еліпсоїдальні. При орбітальному русі диски компонентів, що мають еліптичну форму, плавно змінюють свою площу, що призводить до безперервної зміни блиску системи навіть поза затемненням.
У 1903р. було відкрито затемнену змінну W Великої Ведмедиці, яка має період звернення близько 8 годин (0,3336834 діб). За цей час спостерігаються два мінімуми рівної чи майже рівної глибини (Рис.3). Вивчення кривої блиску зірки показує, що компоненти майже рівні за розмірами та майже стикаються поверхнями.
Окрім зірок типу Алголя, b Ліри та W Великої Ведмедиці існують більш рідкісні об'єкти, які також відносять до затемнено-змінних зірок. Це еліпсоїдальнізірки, що обертаються навколо осі. Зміна площі диска викликає невеликі зміни блиску.