Затменные звёзды: различия между версиями
| [непроверенная версия] | [непроверенная версия] |
Содержимое удалено Содержимое добавлено
Создано переводом страницы «Затемнювані зорі» |
KrBot (обсуждение | вклад) м + {{нет категорий}}, + {{изолированная статья}} |
||
Строка 8:
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''{{Шаблон:Sfn|АЕС|2003|с = 500—501|loc = Фотометричні подвійні}}<span class="mw-ref" id="cxcite_ref-FOOTNOTE.D0.90.D0.95.D0.A12003500.E2.80.94501.D0.A4.D0.BE.D1.82.D0.BE.D0.BC.D0.B5.D1.82.D1.80.D0.B8.D1.87.D0.BD.D1.96_.D0.BF.D0.BE.D0.B4.D0.B2.D1.96.D0.B9.D0.BD.D1.96_3-1" rel="dc:references" contenteditable="false" data-sourceid="cite_ref-FOOTNOTE.D0.90.D0.95.D0.A12003500.E2.80.94501.D0.A4.D0.BE.D1.82.D0.BE.D0.BC.D0.B5.D1.82.D1.80.D0.B8.D1.87.D0.BD.D1.96_.D0.BF.D0.BE.D0.B4.D0.B2.D1.96.D0.B9.D0.BD.D1.96_3-1"></span>. Эти изменения блеска не означают, что происходит физическое изменение [[Светимость|светимости]] самих звезд (хотя в тесных двойных системах могут происходить и физические изменения).
Общее количество известных затменных двойных составляет более пяти тысяч{{sfn|АЕС|2003|с = 500—501|loc = Фотометричні подвійні}}<span class="mw-ref" id="cite_ref-FOOTNOTE.D0.90.D0.95.D0.A12003500.E2.80.94501.D0.A4.D0.BE.D1.82.D0.BE.D0.BC.D0.B5.D1.82.D1.80.D0.B8.D1.87.D0.BD.D1.96_.D0.BF.D0.BE.D0.B4.D0.B2.D1.96.D0.B9.D0.BD.D1.96_3-2" rel="dc:references" contenteditable="false"></span>. Изучение затменных двойных координируется отдельными комиссиями [[Международный астрономический союз|Международного астрономического союза]]: №26 «Двойные и кратные звезды», №27 «Переменные звезды» и №42 «Тесные двойные системы»{{sfn|Percy|2007|p = 106|loc = 5. Eclipsing variables stars. 5.1 Overview}}<span class="mw-ref" id="cite_ref-FOOTNOTEPercy20071065._Eclipsing_variables_stars._5.1_Overview_4-0" rel="dc:references" contenteditable="false"></span>.
Особое внимание, уделяемое таким системам исследователями, обусловлено тем, что двойные системы предоставляют уникальную возможность определения ряда важнейших характеристик звезд, особенно в том случае, если известны расстояние до системы и кривая изменения [[Радиальная скорость|лучевых скоростей]] звезд, входящих в систему. За время затмения можно вычислить диаметр звезды в долях больших полуосей их [[Орбита|орбит]], а затем — и в абсолютном измерении. По [[Светимость|светимости]] и размерам звезд можно найти эффективную температуру их поверхности.
Строка 52:
* {{Шаблон:Cite web|url = http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.htm|title = GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability|author = N.N. Samus, O.V. Durlevich|date = 18-June-2015|ref = GCVS Variability Types}}
* {{Шаблон:Cite book|title = Understanding Variable Stars|author = Percy, J.R.|isbn = 9781139463287|url = https://books.google.de/books?id=GQzCDQI3YP4C|year = 2007|publisher = Cambridge University Press|ref = Percy}}
{{нет категорий}}
{{изолированная статья}}
| |||