Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 96 стр.

янного блеска, но с минимумами разной глубины. Более глубокий ми-
нимум соответствует затмению горячей звезда более холодной. Такие
пары представляют тип β Лиры (рис.38б).
     Определение элементов орбиты и физических характеристик
компонентов. Фотометрические и спектральные наблюдения затмен-
но-переменных звезд предоставляют уникальную возможность опре-
деления ряда важнейших характеристик компонентов. Анализируя
кривую излучения блеска, можно определить:
      1) период обращения компонентов по орбите;
Он равен промежутку времени между двумя последовательными глав-
ными минимумами блеска.
     2)    относительные светимости колпонентов; Обозначим
светимости компонентов L1 и L 2 амплитуду изменения блеска во




 Рис.39. Главный минимум блеска затменной переменной звезды U Цефея. Фото-
 электрические наблюдения получены автором на 0,5-метровом телескопе астроно-
 мической обсерватории Уральского университета.

время главного минимума – ∆ m. Тогда
                         ( L1 + L2 ) L 2 = 2,512∆m.
Принимая L1 + L 2 = 1, получим
                             lg L 2 = −0, 4∆m,    L1 = 1 − L 2 . (24.2)
     3) относительные радиусы компонентов; Для упрощения зада-
чи предположим, что шарообразные компоненты движутся вокруг
центра масс по круговым орбитам, перпендикулярным к картинной
плоскости. В атом случае наклонение орбиты i = 90° и затмение будет



                                    96