Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 101 стр.

UptoLike

ВУЗ: 

ЗабГУ | Чита

Составители: 

Рубрика: 

()
(
)
()
33
3
2
1
1
2
12
sin i
PK
f.
2πG
==
+
M
M
MM
(24.12)
Функция
(
)
1
f M называется функцией масс. Легко убедиться, что
(
)
21
f≥MM. (24.13)
11) скорость вращения затмеваемой звезды вокруг своей оси
определяется по амплитуде характерного волнообразного всплеска
вр
V на кривой лучевых скоростей в момент затмения (рис.44). Период
осевого вращения
вр вр
P2πRV .
=
(24.14)
12) если проведены двухцветные наблюдения и определены пока-
затели цвета B-V в главном минимуме и максимуме блеска, то в слу-
чае полного затмения, когда во время главного минимума виден толь-
ко спутник, а во время максимума основной вклад в блеск системы
дает более яркий компонент, эффективные температуры компонен-
т
ов можно определить по формуле (5.3);
Рис.44. Влияние осевого вра-
щения затмеваемой звезды на
кривую лучевых скоростей.
13) болометрические светимости компонентов можно оце-
нить по формуле (8.8).
Переменность орбитальных периодов. В настоящее время из-
вестно, что значительное число затменных переменных звезд изменя-
ет свои орбитальные периоды. Так, среди наиболее изученных 246 за-
тменных «Каталога орбитальных элементов, масс и светимостей тес-
ных двойных звезд» М.А. Свечникова доля звезд с переменным пе-
риодом составляет 55%.
Причинами наблюдаемой переменности орбитальных периодов
могут быть: присутствие третьего тела, движение линии апсид эллип-
101
                                  M 32 sin 3 ( i )     PK13
                    f1 ( M ) =                       =      .              (24.12)
                                 ( M1 + M 2 )
                                                 2
                                                       2πG
Функция f1 ( M ) называется функцией масс. Легко убедиться, что
                            M 2 ≥ f1 ( M ) .                (24.13)
      11) скорость вращения затмеваемой звезды вокруг своей оси
определяется по амплитуде характерного волнообразного всплеска
Vвр на кривой лучевых скоростей в момент затмения (рис.44). Период
осевого вращения
                           Pвр = 2πR Vвр .                  (24.14)
      12) если проведены двухцветные наблюдения и определены пока-
затели цвета B-V в главном минимуме и максимуме блеска, то в слу-
чае полного затмения, когда во время главного минимума виден толь-
ко спутник, а во время максимума основной вклад в блеск системы
дает более яркий компонент, эффективные температуры компонен-
тов можно определить по формуле (5.3);




                                                     Рис.44. Влияние осевого вра-
                                                     щения затмеваемой звезды на
                                                     кривую лучевых скоростей.




      13) болометрические светимости компонентов можно оце-
нить по формуле (8.8).
      Переменность орбитальных периодов. В настоящее время из-
вестно, что значительное число затменных переменных звезд изменя-
ет свои орбитальные периоды. Так, среди наиболее изученных 246 за-
тменных «Каталога орбитальных элементов, масс и светимостей тес-
ных двойных звезд» М.А. Свечникова доля звезд с переменным пе-
риодом составляет 55%.
      Причинами наблюдаемой переменности орбитальных периодов
могут быть: присутствие третьего тела, движение линии апсид эллип-



                                      101

Страницы