2. На основании продолжительности минимумов находят радиусы компонентов R1 и R2, выраженные в долях большой полуоси орбиты, так как продолжительность затмения пропорциональна диаметрам звезд.

3. Если затмение полное, то по отношению глубин минимумов можно найти отношение светимостей, а при известных радиусах,– также и отношение эффективных температур компонентов.

4. Отношение промежутков времени от середины главного минимума до середины вторичного минимума и от вторичного минимума до следующего главного минимума зависит от эксцентриситета орбиты е и долготы периастра w. Точнее, фаза наступления вторичного минимума зависит от произведения . Если вторичный минимум лежит посередине между двумя главными минимумами (как у RX Геркулеса), то орбита симметрична относительно луча зрения и, в частности, может быть круговой. Асимметрия положения вторичного минимума позволяет найти произведение .

5. Наклон кривой блеска, иногда наблюдаемый между минимумами, позволяет количественно оценить эффект отражения одной звездой излучения другой, как, например, у b Персея.

6. Плавное изменение кривой блеска, как, например, у b Лиры, говорит об эллипсоидальности звезд, вызванной приливным воздействием очень близких компонентов двойных звезд. К таким системам относятся звезды типа b Лиры и W Большой Медведицы (см. рис. 5). В этом случае по форме кривой блеска можно установить форму звезд.

7. Детальный ход кривой блеска в минимумах иногда позволяет судить о законе потемнения диска звезды к краю. Выявить этот эффект, как правило, очень трудно. Однако это единственный имеющийся в настоящее время метод изучения распределения яркости по дискам звезд.

В итоге на основании вида кривой блеска затменной переменной звезды в принципе можно определить следующие элементы и характеристики системы: i – наклонение орбиты; Т – период; – эпоху главного минимума; е – эксцентриситет орбиты; w – долготу периастра; R1 и R2 – радиусы компонентов, выраженные в долях большой полуоси; для звезд типа b Лиры – эксцентриситеты эллипсоидов, представляющих форму звезд; L1/L2 – отношение светимостей компонентов или их температур .

В настоящее время известно свыше 4000 затменных переменных звезд различных типов. Минимальный известный период – около часа, наибольший – 57 лет. Информация о затменных звездах становится более полной и надежной при дополнении фотометрических наблюдений спектральными. [4,6].

1.4. Черные дыры

Считается, что, если масса звезды больше 2,5 , то в конце своей эволюции эта звезда превратится в черную дыру.

Черной дырой называется релятивистский объект, в котором гравитационное поле настолько сильно, что даже свет не может покинуть эту область. Это происходит, если размеры тела меньше его гравитационного радиуса

, (1.7)

где G – постоянная тяготения Ньютона, с – скорость света, М – масса тела. Гравитационный радиус Солнца – 3 км, Земли – около 9 мм. [18]

Как возникают черные дыры?

Известно, что если масса ядра звезды, претерпевшего изменение химического состава из-за термоядерных реакций и состоящего в основном из элементов группы железа, превышает 1,4 , но не превосходит 3, то происходит коллапс ядра, в результате которого звезда сбрасывает внешнюю оболочку. Это приводит к вспышке сверхновой и образованию нейтронной звезды. В такой звезде силам гравитации противостоит давление вырожденного нейтронного вещества. Радиопульсары и рентгеновские пульсары как раз и представляют собой нейтронные звезды. Первые наблюдаются как источники периодических радиоимпульсов, что связано с переработкой сильным магнитным полем нейтронной звезды энергии вращения в направленное радиоизлучение.

Рентгеновские пульсары светят за счет аккреции вещества в тесных двойных системах: магнитное поле нейтронной звезды направляет плазму на полюса, где она сталкивается с поверхностью нейтронной звезды и разогревает ее до температуры в десятки миллионов градусов. Это приводит к излучению рентгеновских квантов. Поскольку горячие рентгеновские пятна на магнитных полюсах вращающейся нейтронной звезды периодически бывают обращены к наблюдателю, он видит строго периодические пульсации интенсивности рентгеновского излучения [19]. Периодические пульсации радио- или рентгеновского излучения говорят о том, что у нейтронной звезды есть твердая поверхность, сильное магнитное поле и быстрое вращение. У черной дыры строго периодических пульсаций излучения ожидать не приходится, поскольку она не имеет ни твердой поверхности, ни магнитного поля.

Звездам, массы железных ядер которых превышают 3, ОТО предсказывает в конце эволюции неограниченное сжатие с образованием черной дыры. Это объясняется тем, что силы гравитации, стремящиеся сжать звезду, определяются плотностью энергии, а при громадных плотностях вещества, достигаемых при сжатии ядра звезды, главный вклад в плотность энергии вносит уже не энергия покоя частиц, а энергия их движения и взаимодействия. Получается, что давление вещества при очень больших плотностях как бы само становится весомым. Чем больше давление, тем больше плотность энергии и, следовательно, больше силы гравитации, стремящиеся сжать вещество. Кроме того, при сильных гравитационных полях, согласно ОТО, становятся принципиально важными эффекты искривления пространства-времени, что также способствует неограниченному сжатию вещества. [18, 20]

Глава 2. Физические процессы в тесных звездных системах

Если две звезды образуют достаточно тесную систему, такую, что расстояние между звездами сравнимо с их радиусами, взаимодействие звезд-партнеров не ограничивается только тем, что они вращаются вокруг общего центра тяжести. Очень важно, что в этом случае возможно перетекание вещества с одной звезды на другую под действием гравитационного притяжения.

Каждая звезда в тесной паре имеет свою «зону влияния», в пределах которой преобладает ее, а не партнера, собственное тяготение. Эту зону называют полостью Роша (по имени французского астронома XIX века, который изучал взаимное тяготение планет и их спутников, но построил и общую теорию, применимую к двойным звездам).

Эти зоны должны, очевидно, соприкасаться в одной точке на линии, соединяющей центры звезд: в ней сила тяготения отсутствует, ибо одна звезда создает в ней силу тяготения, точно такую же по величине, что и другая, по противоположную по направлению (рис.7). Для этой точки тоже есть специальное название – внутренняя точка Лагранжа (по имени другого французского ученого, знаменитого математика и механика XVIII – начала XIX вв.). Если массы звезд одинаковы, то точка Лагранжа лежит посередине между ними; если массы разные, то она, естественно, ближе к менее массивной звезде, так как полость Роша тем обширнее, чем больше масса звезды.