| dbpprop:abstract
|
- Ein bedeckungsveränderlicher Stern ist ein Doppelsternsystem, dessen Bahn so im Raum liegt, dass sich die beiden Sterne von der Erde aus gesehen periodisch zumindest teilweise verdecken. Im Allgemeinen werden die beiden Sterne des Doppelsternsystems verschiedene Größen und verschiedene Oberflächentemperaturen haben. Verdeckt der kleinere Stern einen Bereich des größeren, erreicht das Licht, das vom verdeckten Teil seiner Oberfläche ausgeht, den Beobachter nicht. Man nennt diese Phase den Transit und die Helligkeit des Gesamtsystems ist während dieser Phase niedriger als zu den Zeiten, an denen beide Sterne nebeneinander stehen. In der Lichtkurve ergibt sich ein „Delle“, die in ihrer Mitte ein Minimum erreicht. Läuft der kleinere Stern ganz oder teilweise hinter dem großen vorbei, erreicht den Beobachter das Licht dieses kleineren Sterns ganz oder teilweise nicht (totale, bzw. partielle Bedeckung). Es ergibt sich also zwischen je zwei Transit-Minima ein weiteres Minimum. Welche Art von Minimum tiefer ausfällt, hängt von der Flächenhelligkeit der beiden Sterne ab. Ist die Flächenhelligkeit des kleinen Sternes geringer, wie im Bild rechts, so ist das Transit-Minimum tiefer (ein Extremfall dieser Konstellation ist der Transit eines Planeten vor einem Stern). Andernfalls ist das Transit-Minimum flacher, ein Fall der häufig auftritt, wenn der große Stern ein roter Riese ist. Da die Änderung der Leuchtkraft eines Bedeckungsveränderlichen nur von den relativ konstanten Zustandsgrößen der Sterne und der Geometrie und der Umlaufdauer des Systems abhängig ist, ist die Lichtkurve streng periodisch. Die Form der Minima ist von der Geometrie, d.h. den Bahndaten des Systems und dem Winkel, unter dem die Bahnebene von der Erde aus gesehen wird, abhängig, sowie von den physikalischen Zustandsgrößen der beteiligten Sterne (insbesondere Radius, Leuchtkraft und Randverdunkelung). Der große astrophysikalische Nutzen dieser Sternenklasse entsteht durch die Möglichkeit, durch genaue Messung der Lichtkurve auf die gerade angesprochenen Bahndaten und physikalischen Zustandsgrößen schließen zu können. Man benötigt hierzu zusätzlich einige relativ leicht zu messende spektroskopische Daten, um auf die Oberflächentemperatur und die Relativgeschwindigkeit der beiden Sterne schließen zu können. Man unterscheidet anhand der Lichtkurven zwischen Algolsternen (Periodenlänge von 1 bis 5 Tagen), Beta-Lyrae-Sternen (Die Komponenten sind sich ähnlich, es kommt zu fortlaufenden Abweichungen in der Lichtkurve. ), W-Ursae-Maioris-Sternen, AM-Canum-Venaticorum-Sternen, Zeta-Aurigae-Sternen, UX-Ursae-Maioris-Sternen, VV-Cephei-Sternen benannt nach charakteristischen Vertretern ihrer Art. Viele der bisher nachgewiesenen Exoplaneten wurden durch die Methode der Sternbedeckung nachgewiesen. Weil Planeten nicht selbst leuchten, wird dabei nur ein periodischer Rückgang der Leuchtkraft eines Sternes pro Umlauf beobachtet; dieser Rückgang ist zudem sehr gering, weil Planeten wesentlich kleiner sind als Sterne. In letzter Zeit (Stand 2006) wurde es mithilfe der Teleskope der 8-Meter-Klasse möglich, die Bahnelemente zahlreicher Bedeckungsveränderlicher innerhalb der Lokalen Gruppe zu bestimmen. Es wird damit möglich diese als so genannte Standardkerzen zu benutzen. Die Messungen der Entfernung zu den Magellanschen Wolken, dem Andromedanebel und dem Dreiecksnebel mit dieser Methode haben bisher eine Genauigkeit von bis zu 6% erreicht.
- Pimennysmuuttujat ovat muuttuvia tähtiä ja kaksoistähtiä, joiden kirkkaus vaihtelee komponenttien vuoroin peittäessä toisensa Maasta katsottuna. Merkittävämpi minimi kirkkaudessa tapahtuu, kun himmeämpi tähti peittää taakseen kirkkaamman. Lisäksi kirkkaus vähenee hieman kirkkaamman tähden peittäessä himmeämmän. Pimennysmuuttujat jaetaan niiden valokäyrän perusteella Algol-, Beta Lyrae- ja W Ursae Majoris -tyyppisiin muuttujiin. Algol-tyypin muuttujissa kirkkaus pimennyksen ulkopuolella on melkein vakio. Beta Lyrae -tyyppisissä muuttujissa kirkkaus muuttuu koko ajan. W Ursae Majoris -tyyppiset eroavat edellisistä siinä, että niissä valon minimit ovat suunnilleen yhtä syvät.
- Une étoile binaire à éclipses est une étoile binaire dans laquelle le plan de révolution des deux astres se trouve sensiblement dans la ligne de vision de l'observateur, ceux-ci s'éclipsant ainsi mutuellement de façon périodique. Dans le cas où cette binaire est aussi une binaire spectroscopique et que la parallaxe stellaire du système est connue, il est possible de déterminer l'ensemble des caractéristiques des deux membres (masse, densité, luminosité, ...). Les binaires à éclipses sont des étoiles variables, non pas parce que la luminosité de l'un ou l'autre membre varie, mais parce qu'elles s'obscurcissent mutuellement. L'étoile la plus représentative des binaires à éclipses est Algol, nommée « l'étoile du démon » par les anciens astronomes arabes, probablement parce qu'ils avaient remarqué ses variations de luminosité.
- In astronomia, una binaria ad eclisse è una stella binaria in cui il piano orbitale delle due stelle si trova così ben allineato con la linea di vista dell'osservatore che le due componenti mostrano eclissi reciproche. Se un tale sistema è anche una binaria spettroscopica e la sua parallasse è conosciuta, esso può essere analizzato in grande dettaglio. Le binarie ad eclisse sono anche stelle variabili (e dette quindi variabili a eclisse), non perché le singole stelle siano variabili, ma a causa delle eclissi. L'esempio più famoso è la stella Algol, chiamata la stella del diavolo dagli arabi, che con tutta probabilità avevano notato la sua variabilità. La curva di luce di una binaria ad eclisse è caratterizzata, per alcuni tipi (EA), da estesi intervalli di luminosità praticamente costante, con cadute periodiche di intensità, per altri la luminosità non è mai costante (EB,EW). Se una delle stelle è più grande dell'altra, quest'ultima subirà un'eclisse totale mentre la prima mostrerà un'eclisse anulare. Il periodo dell'orbita di una binaria ad eclisse può essere determinato dallo studio della curva di luce, e la grandezza relativa delle due stelle può essere trovata, prendendo come unità il raggio dell'orbita, osservando quanto velocemente la luminosità cambia quando i due dischi stellari si sovrappongono. Se è anche una binaria spettroscopica gli elementi orbitali possono essere trovati completamente, e la massa delle stelle può essere facilmente determinata.
- 食変光星（しょくへんこうせい）は、共通重心の周りを回る2つの星が互いの光を覆い隠し合うことによって、みかけの明るさ（2星の合成光度）が変わるタイプの変光星である。そのため、食変光星は必ず連星系を形成しており、2つの星の軌道面が地球と連星系を結んだ直線を含む平面上に存在する。一般的に、恒星自身の明るさは変わらず、規則的に変光するのが特徴である（ただし、後述するカシオペヤ座RZ星のように、連星系の一方が脈動変光星の場合はこの限りではない）。なお、「食変光星」は変光星としての分類であり、連星の分類として食連星と呼ばれることもある。 食変光星の分類 光度曲線による分類 アルゴル型 (EA) 食のとき以外は大きな光度変化が起こらない型で、平常光度ははっきりしているのが特徴。この型の連星系は、星同士が比較的離れている。 こと座β型 (EB) 星の表面の明るさが一定ではなく、アルゴル型のような平常光度は存在しない。連星がかなり接近しているため星の形が楕円になっていることや、片方の星がもう片方の星を照らす反射効果が起こることがその理由である。このタイプの変光星を Lyrid という。 おおぐま座W型 (EW) 同じくらいの大きさの星による接触した連星系で、星は完全に楕円形になっていて共通の大気を持っている。主極小と副極小の差が小さく、滑らかに光度変化をし、食と食外の区別がはっきりしない。また、短周期（1日以下）の星が多い型である。 ロッシュの限界と星の相対的な大きさによるコパールの分類 分離型（D）、半分離型（SD）、接触型（K）の3つに分類される。 連星系を構成する星の特徴による分類 GS 1つまたは両方の成分星が巨星・輝巨星または超巨星の型。 PN 成分星に惑星状星雲の中心星を含む型。 RS 回転変光星のRS型のうち食変光が見られる型。食外で正弦曲線のような光度変化があり、その原因が成分星の黒点活動によるものである。 WD 成分星に白色矮星を含む型。 WR 成分星にウォルフ・ライエ星を含む型。 以上5つの型のいずれにも属さない食変光星は光度曲線による分類及びロッシュの限界と星の相対的な大きさによるコパールの分類の2つの分類法によって分類する。 主な食変光星 アルゴル （ペルセウス座β星） -- 2.867日の周期で2.12等～3.39等の範囲を変光する。 カシオペヤ座RZ星 -- 1.195日の周期で6.18等～7.72等の範囲を変光する。主星は脈動変光星でもある。 ぎょしゃ座ε星 -- 約9,892日（27.1年）の周期で3.0等～3.8等の範囲を変光する。 関連項目 変光星 二重星
- Gwiazda zmienna zaćmieniowa - gwiazda, która obserwowana na ziemskim niebie wykazuje zmiany w swojej jasności. Zmienność gwiazd tego typu wynika z faktu, iż są one układami najczęściej podwójnymi, w których składniki systemu obiegając się, w regularnych odstępach czasu wzajemnie się zasłaniają. To wzajemnie zakrywanie się składników jest powodem zmiany jasności widomej. Typowym przykładem gwiazdy zmiennej zaćmieniowej jest Algol w gwiazdozbiorze Perseusza. Jedną z najbardziej nietypowych gwiazd tego typu, z najdłuższym znanym okresem wynoszącym 27,1 lat, jest Epsilon Aurigae. Klasyfikacja gwiazd zaćmieniowych ze względu na typ krzywej zmian jasności: Typ EA – na krzywej zmian jasności dla tego typu układów obserwuje się prawie stałą jasność między kolejnymi zaćmieniami, minima mają z reguły różną głębokość. Okres obiegu trwa od kilku do kilku tysięcy dni. Świadczy to o tym, że układ jest rozdzielony (lub półrozdzielony). Typ widmowy składników zawiera się w szerokim zakresie od O6 do M1. Czołowym przedstawicielem tego typu jest Algol (β Persei). Typ EB – obserwowane dwa minima o nierównej głębokości. Przejścia pomiędzy poszczególnymi minimami wykazują dużą zmianę jasności, a co za tym idzie, nie można dokładnie sprecyzować czasu pomiędzy kontaktami składników. Taki charakter krzywej zmiany jasności może być spowodowany dużymi odkształceniami składników (od kuli) oraz nierównomiernym rozkładem jasności na poszczególnych obiektach. Okres dla obiektów tego typu jest zazwyczaj dłuższy od jednego dnia. Typ widmowy składników to najczęściej B lub A. Przedstawicielem tej grupy obiektów jest β Lyrea. Typ EW – krzywe zmian jasności są podobne do typu β Lyrae, jednak okres jest znacznie krótszy (od 0,25 do 1,2 doby). Składniki silnie zniekształcone (układy kontaktowe). Typ widmowy od F do G. Często sinusoidalny charakter krzywych prędkości radialnych wskazuje na kołowe orbity układ. Obiekty należące do tej grupy nazywane są również zmiennymi typu W UMa. Wyróżnia się dwa podtypy tych układów: A – składnik o mniejszym promieniu ma mniejszą jasność powierzchniową, W – składnik o mniejszym promieniu ma większą jasność powierzchniową. Typ Ell – Obiekty takie nazywamy również zmiennymi elipsoidalnymi. Zmiany jasności są wywołane przez rotację ciał silnie zdeformowanych przez siły pływowe. Najprostszym przybliżeniem kształtu takich gwiazd jest elipsoida trójosiowa, stąd nazwa tego typu zmienności. Płaszczyzna orbitalna w tych obiektach jest nachylona pod zbyt wielkim kątem do obserwatora, aby obserwować całkowite nachodzenie na siebie obiektów. Zmiany jasności dla obiektów tego typu są rzędu 0,1 [mag] lub mniejsze.
- Uma estrela binária eclipsante, ou algólida, é uma estrela binária em que o plano de órbita das duas estrelas se aproxima de tal forma da linha de visão do observador que as componentes passam por eclipses mútuos. As estrelas deste tipo que são também binárias espectroscópicas e em que se conhece a paralaxe do sistema tornam-se importantes no que diz respeito à análise estelar. A binárias eclipsantes são estrelas variáveis, não porque a luz de cada uma das estrelas componentes varie, mas por causa do movimento eclipsante. A estrela mais notável deste grupo é Algol, conhecida como "estrela demónio" pelos Árabes, provavelmente porque terão notado a sua insólita variação de luminosidade. A curva de luz de uma binária eclipsante é caracterizada por períodos de luz praticamente constante com descidas abruptas na intensidade. Se uma das estrelas tiver maior dimensão que a outra, uma será obscurecida periodicamente por um eclipse total enquanto que a outra será obscurecida por um eclipse anular. O período orbital de uma binária eclipsante pode ser determinado pelo estudo da curva de luz. Os tamanhos relativos de cada uma das estrelas podem ser determinados em termos de raios de órbita, a partir da observação da velocidade com que a luminosidade varia quando o disco da estrela mais próxima se sobrepõe ao disco da estrela mais distante. Se for uma estrela binária espectroscópica, também poderão ser determinados os elementos orbitais e, de forma relativamente fácil, a massa das estrelas, o que significa que se poderá também determinar as densidades relativas de cada uma.
- Ein bedeckungsveränderlicher Stern ist ein Doppelsternsystem, dessen Bahn so im Raum liegt, dass sich die beiden Sterne von der Erde aus gesehen periodisch zumindest teilweise verdecken. Im Allgemeinen werden die beiden Sterne des Doppelsternsystems verschiedene Größen und verschiedene Oberflächentemperaturen haben. Verdeckt der kleinere Stern einen Bereich des größeren, erreicht das Licht, das vom verdeckten Teil seiner Oberfläche ausgeht, den Beobachter nicht. Man nennt diese Phase den Transit und die Helligkeit des Gesamtsystems ist während dieser Phase niedriger als zu den Zeiten, an denen beide Sterne nebeneinander stehen. In der Lichtkurve ergibt sich ein „Delle“, die in ihrer Mitte ein Minimum erreicht. Läuft der kleinere Stern ganz oder teilweise hinter dem großen vorbei, erreicht den Beobachter das Licht dieses kleineren Sterns ganz oder teilweise nicht (totale, bzw. partielle Bedeckung). Es ergibt sich also zwischen je zwei Transit-Minima ein weiteres Minimum. Welche Art von Minimum tiefer ausfällt, hängt von der Flächenhelligkeit der beiden Sterne ab. Ist die Flächenhelligkeit des kleinen Sternes geringer, wie im Bild rechts, so ist das Transit-Minimum tiefer (ein Extremfall dieser Konstellation ist der Transit eines Planeten vor einem Stern). Andernfalls ist das Transit-Minimum flacher, ein Fall der häufig auftritt, wenn der große Stern ein roter Riese ist. Da die Änderung der Leuchtkraft eines Bedeckungsveränderlichen nur von den relativ konstanten Zustandsgrößen der Sterne und der Geometrie und der Umlaufdauer des Systems abhängig ist, ist die Lichtkurve streng periodisch. Die Form der Minima ist von der Geometrie, d.h. den Bahndaten des Systems und dem Winkel, unter dem die Bahnebene von der Erde aus gesehen wird, abhängig, sowie von den physikalischen Zustandsgrößen der beteiligten Sterne (insbesondere Radius, Leuchtkraft und Randverdunkelung). Der große astrophysikalische Nutzen dieser Sternenklasse entsteht durch die Möglichkeit, durch genaue Messung der Lichtkurve auf die gerade angesprochenen Bahndaten und physikalischen Zustandsgrößen schließen zu können. Man benötigt hierzu zusätzlich einige relativ leicht zu messende spektroskopische Daten, um auf die Oberflächentemperatur und die Relativgeschwindigkeit der beiden Sterne schließen zu können. Man unterscheidet anhand der Lichtkurven zwischen Algolsternen (Periodenlänge von 1 bis 5 Tagen), Beta-Lyrae-Sternen (Die Komponenten sind sich ähnlich, es kommt zu fortlaufenden Abweichungen in der Lichtkurve. ), W-Ursae-Maioris-Sternen, AM-Canum-Venaticorum-Sternen, Zeta-Aurigae-Sternen, UX-Ursae-Maioris-Sternen, VV-Cephei-Sternen benannt nach charakteristischen Vertretern ihrer Art. Viele der bisher nachgewiesenen Exoplaneten wurden durch die Methode der Sternbedeckung nachgewiesen. Weil Planeten nicht selbst leuchten, wird dabei nur ein periodischer Rückgang der Leuchtkraft eines Sternes pro Umlauf beobachtet; dieser Rückgang ist zudem sehr gering, weil Planeten wesentlich kleiner sind als Sterne. In letzter Zeit (Stand 2006) wurde es mithilfe der Teleskope der 8-Meter-Klasse möglich, die Bahnelemente zahlreicher Bedeckungsveränderlicher innerhalb der Lokalen Gruppe zu bestimmen. Es wird damit möglich diese als so genannte Standardkerzen zu benutzen. Die Messungen der Entfernung zu den Magellanschen Wolken, dem Andromedanebel und dem Dreiecksnebel mit dieser Methode haben bisher eine Genauigkeit von bis zu 6% erreicht.
- Pimennysmuuttujat ovat muuttuvia tähtiä ja kaksoistähtiä, joiden kirkkaus vaihtelee komponenttien vuoroin peittäessä toisensa Maasta katsottuna. Merkittävämpi minimi kirkkaudessa tapahtuu, kun himmeämpi tähti peittää taakseen kirkkaamman. Lisäksi kirkkaus vähenee hieman kirkkaamman tähden peittäessä himmeämmän. Pimennysmuuttujat jaetaan niiden valokäyrän perusteella Algol-, Beta Lyrae- ja W Ursae Majoris -tyyppisiin muuttujiin. Algol-tyypin muuttujissa kirkkaus pimennyksen ulkopuolella on melkein vakio. Beta Lyrae -tyyppisissä muuttujissa kirkkaus muuttuu koko ajan. W Ursae Majoris -tyyppiset eroavat edellisistä siinä, että niissä valon minimit ovat suunnilleen yhtä syvät.
- Une étoile binaire à éclipses est une étoile binaire dans laquelle le plan de révolution des deux astres se trouve sensiblement dans la ligne de vision de l'observateur, ceux-ci s'éclipsant ainsi mutuellement de façon périodique. Dans le cas où cette binaire est aussi une binaire spectroscopique et que la parallaxe stellaire du système est connue, il est possible de déterminer l'ensemble des caractéristiques des deux membres (masse, densité, luminosité, ...). Les binaires à éclipses sont des étoiles variables, non pas parce que la luminosité de l'un ou l'autre membre varie, mais parce qu'elles s'obscurcissent mutuellement. L'étoile la plus représentative des binaires à éclipses est Algol, nommée « l'étoile du démon » par les anciens astronomes arabes, probablement parce qu'ils avaient remarqué ses variations de luminosité.
- In astronomia, una binaria ad eclisse è una stella binaria in cui il piano orbitale delle due stelle si trova così ben allineato con la linea di vista dell'osservatore che le due componenti mostrano eclissi reciproche. Se un tale sistema è anche una binaria spettroscopica e la sua parallasse è conosciuta, esso può essere analizzato in grande dettaglio. Le binarie ad eclisse sono anche stelle variabili (e dette quindi variabili a eclisse), non perché le singole stelle siano variabili, ma a causa delle eclissi. L'esempio più famoso è la stella Algol, chiamata la stella del diavolo dagli arabi, che con tutta probabilità avevano notato la sua variabilità. La curva di luce di una binaria ad eclisse è caratterizzata, per alcuni tipi (EA), da estesi intervalli di luminosità praticamente costante, con cadute periodiche di intensità, per altri la luminosità non è mai costante (EB,EW). Se una delle stelle è più grande dell'altra, quest'ultima subirà un'eclisse totale mentre la prima mostrerà un'eclisse anulare. Il periodo dell'orbita di una binaria ad eclisse può essere determinato dallo studio della curva di luce, e la grandezza relativa delle due stelle può essere trovata, prendendo come unità il raggio dell'orbita, osservando quanto velocemente la luminosità cambia quando i due dischi stellari si sovrappongono. Se è anche una binaria spettroscopica gli elementi orbitali possono essere trovati completamente, e la massa delle stelle può essere facilmente determinata.
- 食変光星（しょくへんこうせい）は、共通重心の周りを回る2つの星が互いの光を覆い隠し合うことによって、みかけの明るさ（2星の合成光度）が変わるタイプの変光星である。そのため、食変光星は必ず連星系を形成しており、2つの星の軌道面が地球と連星系を結んだ直線を含む平面上に存在する。一般的に、恒星自身の明るさは変わらず、規則的に変光するのが特徴である（ただし、後述するカシオペヤ座RZ星のように、連星系の一方が脈動変光星の場合はこの限りではない）。なお、「食変光星」は変光星としての分類であり、連星の分類として食連星と呼ばれることもある。 食変光星の分類 光度曲線による分類 アルゴル型 (EA) 食のとき以外は大きな光度変化が起こらない型で、平常光度ははっきりしているのが特徴。この型の連星系は、星同士が比較的離れている。 こと座β型 (EB) 星の表面の明るさが一定ではなく、アルゴル型のような平常光度は存在しない。連星がかなり接近しているため星の形が楕円になっていることや、片方の星がもう片方の星を照らす反射効果が起こることがその理由である。このタイプの変光星を Lyrid という。 おおぐま座W型 (EW) 同じくらいの大きさの星による接触した連星系で、星は完全に楕円形になっていて共通の大気を持っている。主極小と副極小の差が小さく、滑らかに光度変化をし、食と食外の区別がはっきりしない。また、短周期（1日以下）の星が多い型である。 ロッシュの限界と星の相対的な大きさによるコパールの分類 分離型（D）、半分離型（SD）、接触型（K）の3つに分類される。 連星系を構成する星の特徴による分類 GS 1つまたは両方の成分星が巨星・輝巨星または超巨星の型。 PN 成分星に惑星状星雲の中心星を含む型。 RS 回転変光星のRS型のうち食変光が見られる型。食外で正弦曲線のような光度変化があり、その原因が成分星の黒点活動によるものである。 WD 成分星に白色矮星を含む型。 WR 成分星にウォルフ・ライエ星を含む型。 以上5つの型のいずれにも属さない食変光星は光度曲線による分類及びロッシュの限界と星の相対的な大きさによるコパールの分類の2つの分類法によって分類する。 主な食変光星 アルゴル （ペルセウス座β星） -- 2.867日の周期で2.12等～3.39等の範囲を変光する。 カシオペヤ座RZ星 -- 1.195日の周期で6.18等～7.72等の範囲を変光する。主星は脈動変光星でもある。 ぎょしゃ座ε星 -- 約9,892日（27.1年）の周期で3.0等～3.8等の範囲を変光する。 関連項目 変光星 二重星
- Gwiazda zmienna zaćmieniowa - gwiazda, która obserwowana na ziemskim niebie wykazuje zmiany w swojej jasności. Zmienność gwiazd tego typu wynika z faktu, iż są one układami najczęściej podwójnymi, w których składniki systemu obiegając się, w regularnych odstępach czasu wzajemnie się zasłaniają. To wzajemnie zakrywanie się składników jest powodem zmiany jasności widomej. Typowym przykładem gwiazdy zmiennej zaćmieniowej jest Algol w gwiazdozbiorze Perseusza. Jedną z najbardziej nietypowych gwiazd tego typu, z najdłuższym znanym okresem wynoszącym 27,1 lat, jest Epsilon Aurigae. Klasyfikacja gwiazd zaćmieniowych ze względu na typ krzywej zmian jasności: Typ EA – na krzywej zmian jasności dla tego typu układów obserwuje się prawie stałą jasność między kolejnymi zaćmieniami, minima mają z reguły różną głębokość. Okres obiegu trwa od kilku do kilku tysięcy dni. Świadczy to o tym, że układ jest rozdzielony (lub półrozdzielony). Typ widmowy składników zawiera się w szerokim zakresie od O6 do M1. Czołowym przedstawicielem tego typu jest Algol (β Persei). Typ EB – obserwowane dwa minima o nierównej głębokości. Przejścia pomiędzy poszczególnymi minimami wykazują dużą zmianę jasności, a co za tym idzie, nie można dokładnie sprecyzować czasu pomiędzy kontaktami składników. Taki charakter krzywej zmiany jasności może być spowodowany dużymi odkształceniami składników (od kuli) oraz nierównomiernym rozkładem jasności na poszczególnych obiektach. Okres dla obiektów tego typu jest zazwyczaj dłuższy od jednego dnia. Typ widmowy składników to najczęściej B lub A. Przedstawicielem tej grupy obiektów jest β Lyrea. Typ EW – krzywe zmian jasności są podobne do typu β Lyrae, jednak okres jest znacznie krótszy (od 0,25 do 1,2 doby). Składniki silnie zniekształcone (układy kontaktowe). Typ widmowy od F do G. Często sinusoidalny charakter krzywych prędkości radialnych wskazuje na kołowe orbity układ. Obiekty należące do tej grupy nazywane są również zmiennymi typu W UMa. Wyróżnia się dwa podtypy tych układów: A – składnik o mniejszym promieniu ma mniejszą jasność powierzchniową, W – składnik o mniejszym promieniu ma większą jasność powierzchniową. Typ Ell – Obiekty takie nazywamy również zmiennymi elipsoidalnymi. Zmiany jasności są wywołane przez rotację ciał silnie zdeformowanych przez siły pływowe. Najprostszym przybliżeniem kształtu takich gwiazd jest elipsoida trójosiowa, stąd nazwa tego typu zmienności. Płaszczyzna orbitalna w tych obiektach jest nachylona pod zbyt wielkim kątem do obserwatora, aby obserwować całkowite nachodzenie na siebie obiektów. Zmiany jasności dla obiektów tego typu są rzędu 0,1 [mag] lub mniejsze.
- Uma estrela binária eclipsante, ou algólida, é uma estrela binária em que o plano de órbita das duas estrelas se aproxima de tal forma da linha de visão do observador que as componentes passam por eclipses mútuos. As estrelas deste tipo que são também binárias espectroscópicas e em que se conhece a paralaxe do sistema tornam-se importantes no que diz respeito à análise estelar. A binárias eclipsantes são estrelas variáveis, não porque a luz de cada uma das estrelas componentes varie, mas por causa do movimento eclipsante. A estrela mais notável deste grupo é Algol, conhecida como "estrela demónio" pelos Árabes, provavelmente porque terão notado a sua insólita variação de luminosidade. A curva de luz de uma binária eclipsante é caracterizada por períodos de luz praticamente constante com descidas abruptas na intensidade. Se uma das estrelas tiver maior dimensão que a outra, uma será obscurecida periodicamente por um eclipse total enquanto que a outra será obscurecida por um eclipse anular. O período orbital de uma binária eclipsante pode ser determinado pelo estudo da curva de luz. Os tamanhos relativos de cada uma das estrelas podem ser determinados em termos de raios de órbita, a partir da observação da velocidade com que a luminosidade varia quando o disco da estrela mais próxima se sobrepõe ao disco da estrela mais distante. Se for uma estrela binária espectroscópica, também poderão ser determinados os elementos orbitais e, de forma relativamente fácil, a massa das estrelas, o que significa que se poderá também determinar as densidades relativas de cada uma.
|
| rdfs:comment
|
- Ein bedeckungsveränderlicher Stern ist ein Doppelsternsystem, dessen Bahn so im Raum liegt, dass sich die beiden Sterne von der Erde aus gesehen periodisch zumindest teilweise verdecken. Im Allgemeinen werden die beiden Sterne des Doppelsternsystems verschiedene Größen und verschiedene Oberflächentemperaturen haben. Verdeckt der kleinere Stern einen Bereich des größeren, erreicht das Licht, das vom verdeckten Teil seiner Oberfläche ausgeht, den Beobachter nicht.
- Pimennysmuuttujat ovat muuttuvia tähtiä ja kaksoistähtiä, joiden kirkkaus vaihtelee komponenttien vuoroin peittäessä toisensa Maasta katsottuna. Merkittävämpi minimi kirkkaudessa tapahtuu, kun himmeämpi tähti peittää taakseen kirkkaamman. Lisäksi kirkkaus vähenee hieman kirkkaamman tähden peittäessä himmeämmän. Pimennysmuuttujat jaetaan niiden valokäyrän perusteella Algol-, Beta Lyrae- ja W Ursae Majoris -tyyppisiin muuttujiin.
- Une étoile binaire à éclipses est une étoile binaire dans laquelle le plan de révolution des deux astres se trouve sensiblement dans la ligne de vision de l'observateur, ceux-ci s'éclipsant ainsi mutuellement de façon périodique. Dans le cas où cette binaire est aussi une binaire spectroscopique et que la parallaxe stellaire du système est connue, il est possible de déterminer l'ensemble des caractéristiques des deux membres (masse, densité, luminosité, ...).
- In astronomia, una binaria ad eclisse è una stella binaria in cui il piano orbitale delle due stelle si trova così ben allineato con la linea di vista dell'osservatore che le due componenti mostrano eclissi reciproche. Se un tale sistema è anche una binaria spettroscopica e la sua parallasse è conosciuta, esso può essere analizzato in grande dettaglio.
- Gwiazda zmienna zaćmieniowa - gwiazda, która obserwowana na ziemskim niebie wykazuje zmiany w swojej jasności. Zmienność gwiazd tego typu wynika z faktu, iż są one układami najczęściej podwójnymi, w których składniki systemu obiegając się, w regularnych odstępach czasu wzajemnie się zasłaniają. To wzajemnie zakrywanie się składników jest powodem zmiany jasności widomej. Typowym przykładem gwiazdy zmiennej zaćmieniowej jest Algol w gwiazdozbiorze Perseusza.
- Uma estrela binária eclipsante, ou algólida, é uma estrela binária em que o plano de órbita das duas estrelas se aproxima de tal forma da linha de visão do observador que as componentes passam por eclipses mútuos. As estrelas deste tipo que são também binárias espectroscópicas e em que se conhece a paralaxe do sistema tornam-se importantes no que diz respeito à análise estelar.
- Ein bedeckungsveränderlicher Stern ist ein Doppelsternsystem, dessen Bahn so im Raum liegt, dass sich die beiden Sterne von der Erde aus gesehen periodisch zumindest teilweise verdecken. Im Allgemeinen werden die beiden Sterne des Doppelsternsystems verschiedene Größen und verschiedene Oberflächentemperaturen haben. Verdeckt der kleinere Stern einen Bereich des größeren, erreicht das Licht, das vom verdeckten Teil seiner Oberfläche ausgeht, den Beobachter nicht.
- Pimennysmuuttujat ovat muuttuvia tähtiä ja kaksoistähtiä, joiden kirkkaus vaihtelee komponenttien vuoroin peittäessä toisensa Maasta katsottuna. Merkittävämpi minimi kirkkaudessa tapahtuu, kun himmeämpi tähti peittää taakseen kirkkaamman. Lisäksi kirkkaus vähenee hieman kirkkaamman tähden peittäessä himmeämmän. Pimennysmuuttujat jaetaan niiden valokäyrän perusteella Algol-, Beta Lyrae- ja W Ursae Majoris -tyyppisiin muuttujiin.
- Une étoile binaire à éclipses est une étoile binaire dans laquelle le plan de révolution des deux astres se trouve sensiblement dans la ligne de vision de l'observateur, ceux-ci s'éclipsant ainsi mutuellement de façon périodique. Dans le cas où cette binaire est aussi une binaire spectroscopique et que la parallaxe stellaire du système est connue, il est possible de déterminer l'ensemble des caractéristiques des deux membres (masse, densité, luminosité, ...).
- In astronomia, una binaria ad eclisse è una stella binaria in cui il piano orbitale delle due stelle si trova così ben allineato con la linea di vista dell'osservatore che le due componenti mostrano eclissi reciproche. Se un tale sistema è anche una binaria spettroscopica e la sua parallasse è conosciuta, esso può essere analizzato in grande dettaglio.
- Gwiazda zmienna zaćmieniowa - gwiazda, która obserwowana na ziemskim niebie wykazuje zmiany w swojej jasności. Zmienność gwiazd tego typu wynika z faktu, iż są one układami najczęściej podwójnymi, w których składniki systemu obiegając się, w regularnych odstępach czasu wzajemnie się zasłaniają. To wzajemnie zakrywanie się składników jest powodem zmiany jasności widomej. Typowym przykładem gwiazdy zmiennej zaćmieniowej jest Algol w gwiazdozbiorze Perseusza.
- Uma estrela binária eclipsante, ou algólida, é uma estrela binária em que o plano de órbita das duas estrelas se aproxima de tal forma da linha de visão do observador que as componentes passam por eclipses mútuos. As estrelas deste tipo que são também binárias espectroscópicas e em que se conhece a paralaxe do sistema tornam-se importantes no que diz respeito à análise estelar.
|
![[RDF Data]](/statics/sw-cube.png)
