2.4 Těsné zákrytové dvojhvězdy
Nazývají se také zákrytové proměnné hvězdy...jsou to vlastně těsné, dalekohledem nerozlišitelné dvojhvězdy. Rovina trajektorie složek dvojhvězdy, obíhajících kolem hmotného středu soustavy, je skloněna tak, že při pohledu ze Země se tyto složky vzájemně pravidelně zakrývají. Perioda světelných změn je stejná jako oběžná doba soustavy. Světelná křivka je charakteristická různě ostrými minimy s periodou změn jasnosti od několika hodin po několik let (u většiny je však tahle perioda kratší než 5 dní). Amplitudy změn jasnosti jsou od několika setin magnitudy do přibližně 5 magnitud. Amatérská pozorování tohoto typu se soustřeďují především na určování okamžiků minim. Analýzou světelné křivky lze dospět ke skutečným rozměrům soustavy i jednotlivých složek. Spousta zákrytových dvojhvězd tvoří tak těsnou soustavu, že jsou v ní jedna nebo obě složky deformovány slapovými silami, někdy u nich dochází dokonce k výměně látky. I tyto skutečnosti lze vyčíst ze spektroskopických měření.
Podle tvaru světelné křivky se zákrytové dvojhvězdy dělí na 3 základní skupiny:
- Hvězdy typu Algol (beta Persei)
- Hvězdy typu beta Lyrae
- Hvězdy typu W Ursae Maioris
V katalozích se zákrytové dvojhvězdy označují zkratkou E (z angl. eclipsing = zákrytový) a podle skupiny algolidy EA, beta lyridy EB a W ursae maioridy EW.
2.4.1 Algolidy (hvězdy typu beta Persei)
jsou nejčastěji se vyskytujícím typem zákrytových dvojhvězd, je pro ně charakteristické, že v době mimo zákryt se jasnost soustavy téměř nemění.
Vedlejší (sekundární) minimum bývá oproti primárnímu mělčí, někdy se nenapozoruje vůbec.
Z fyzikálního hlediska se algolidy dělí na 2 podskupiny:
- oddělené soustavy,
- polodotykové soustavy.
Oddělené soustavy jsou tvořeny dvojicí hvězd, jejichž rozměry jsou vůči rozměrům oběžné dráhy malé, slapové působení mezi nimi je nevýznamné a složky se prakticky chovají jako samostatné hvězdy. K výměně látky mezi složkami nedochází a oběžné periody jsou velmi stabilní. Ke změnám jasnosti soustavy dochází jen v období vzájemných zákrytů. Hmotnější primární složka je rozměrnější a má vyšší jas než sekundární složka. Primární minimum nastává v okamžiku kdy sekundární složka zakrývá primární složku.
Polodotykové soustavy, tzv. klasické algolidy jsou podvojné soustavy v pokročilejším stádiu vývoje, tvořené hmotnou nepříliš rozměrnou primární složkou kulového tvaru a chladnější sekundární složkou, která je deformovaná slapovým působením. K největšímu poklesu jasnosti dochází v okamžiku, kdy sekundární složka zakrývá primární složku. V tomhle případě je ale sekundární složka většinou větší než primární složka, takže ji může i celou zakrýt. Sekundární minimum, kdy je část sekundární složky zakryta primární složkou bývá nevýrazné, někdy i zcela nepozorovatelné.
2.4.2 Zákrytové dvojhvězdy typu beta Lyrae
Jsou tvořeny rozměrnými hvězdami, které obíhají tak blízko u sebe, že se vzájemně slapově deformují... V této soustavě navíc hrají důležitou roli akreční disky a plynné proudy způsobené přetokem látky mezi složkami. Uvnitř akrečního disku padá hmota po spirále směrem k menší složce dvojhvězdy. Při těchto procesech se uvolňuje velké množství energie, která je vyzařována ve formě UV, popř. rentgenového záření.
Jasnost soustavy se mění plynule během celého oběhu, což ukazuje i průběh světelné křivky.
Typická perioda je řádově několik dní.
2.4.3 Zákrytové dvojhvězdy typu W Ursae Maioris
Složky soustavy se v tomto případě téměř dotýkají. Jsou tedy silně deformované a často mají i rozsáhlou společnou atmosféru. Hloubky hlavního a vedlejšího maxima se na rozdíl od hvězd typu beta Lyrae téměř neliší.
Typická perioda tvoří zlomky dne.
Klasické algolidy, hvězdy typu beta Lyrae a W Ursae Maioris patří mezi interagující těsné dvojhvězdy, v nichž dochází k masivním přetokům látky mezi složkami. Ten se projevuje plynulými nebo náhlými změnami oběžné periody. Tvar světelných křivek algolid je v hrubých rysech určen pouze geometrickými efekty - vzájemným zakrýváním složek.
Na následujícím obrázku je typ světelné křivky hvězdy typu Algol. Rovina trajektorie je skloněna ke směru zorného paprsku, takže k úplnému zákrytu nedochází. Hvězda A je zářivější a menší než hvězda B. Když hvězda B zakrývá hvězdu A, dochází k výraznějšímu poklesu jasnosti, než když hvězda A přechází přes disk složky B. V době zákrytu hvězdy A hvězdou B pozorujeme hlavní (primární) minimum jasnosti. V době přechodu hvězdy A přes hvězdu B pozorujeme mělké vedlejší minimum. Trvání hlavního minima u hvězd typu Algol se označuje písmenem D.
Opět předpokládám soustavu menší a zářivější hvězdy A a větší a méně zářivé hvězdy B. Pokud zorný paprsek leží téměř v rovině trajektorie, pak budeme při zákrytu hvězdy A hvězdou B pozorovat totální zákryt a při zákrytu hvězdy B hvězdou A prstencové zatmění. Na světelné křivce se to projeví tak, že v prvním případě od okamžiku počátku zákrytu začne jasnost rychle klesat až do začátku úplného zákrytu. Svítí jen hvězda B a jasnost zůstane konstantní do konce úplného zákrytu, pak začne znovu narůstat, dokud nedosáhne původní hodnoty před zákrytem. Na světelné křivce pozorujeme úsek s konstantní jasností, tzv. zastávku v minimu. Její trvání označujeme písmenem d.
Pokud se složky pohybují po eliptické trajektorii, bude časový interval od hlavního minima k vedlejšímu obecně jiný než od vedlejšího k hlavnímu. Vedlejší minimum tak bývá vůči sousedním primárním minimům položeno asymetricky.
Autor článku: Machoň, Štemberová, Rottenborn
Aktualizace: 13. 10. 2006
