Перегляд вихідного коду сторінки Затемнювані зорі

[[Файл:Eclipsing binary star animation 2.gif|right|thumb|300px|Затемнення в подвійній системі типу Алголя]]
'''Зате́мнювані зо́рі'''
('''затемнювані змі́нні'''{{sfn|АЕС|2003|с=165|name=c165|loc=Затемнювані змінні}},
'''затемнювані подві́йні'''{{sfn|АЕС|2003|с=165|name=c165|loc=Затемнювані подвійні}},
'''фотометри́чні подвійні'''{{sfn|АЕС|2003|с=500—501|loc=Фотометричні подвійні|name="Фотометричні подвійні"}}
)&nbsp;— [[подвійна зоря|зоряні системи]], в яких спостерігається періодична [[змінні зорі|зміна блиску]] внаслідок [[Затемнення|затемнень]] однієї зорі іншою. 

Затемнення можуть спостерігатися лише для тих систем, площина орбіти яких близька до променя зору. На кривих блиску зазвичай спостерігають глибокі ''головні (первинні) мінімуми'', які повторюються з періодом, що дорівнює орбітальному, а між ними - мілкіші ''вторинні мінімуми''{{sfn|АЕС|2003|с=500—501|loc=Фотометричні подвійні}}. Ці зміни блиску не означають, що відбувається фізична зміна [[світність|світності]] самих зір (хоча в тісних подвійних системах можуть відбуватися й фізичні зміни).

Загальна кількість відомих затемнюваних подвійних становить більше п'яти тисяч{{sfn|АЕС|2003|с=500—501|loc=Фотометричні подвійні}}. Вивчення затемнюваних подвійних координується окремими комісіями [[Міжнародний астрономічний союз|Міжнародного астрономічного союзу]]: №26 «Подвійні й кратні зорі», №27 «Змінні зорі» та №42 «Тісні подвійні системи»{{sfn|Percy|2007|p=106|loc=5. Eclipsing variables stars. 5.1 Overview}}. 
Особлива увага, що приділяється таким системам дослідниками, зумовлена тим, що подвійні системи надають унікальну можливість визначення низки важливих характеристик зір, особливо в тому випадку, якщо відомі відстані до системи та крива зміни [[променева швидкість|променевих швидкостей]] зір, що входять до системи. За часом затемнення можна обчислити діаметр зорі у частках великих півосей їхніх [[орбіта|орбіт]], а потім&nbsp;— і в абсолютному вимірі. За [[Світність|світністю]] й розмірами зір можна знайти ефективну температуру їх поверхні.

== Класифікація ==
Класифікація затемнюваних зір є доволі складною. У четвертому виданні [[загальний каталог змінних зір|загального каталогу змінних зір]] (GCVS4) затемнювані подвійні виділено в окремий клас ('''E'''), який поділяється на типи за трьома ознаками{{sfn|Percy|2007|p=107|loc=5.3 Classification of eclipsing variables}}{{sfn|GCVS Variability Types|loc=5. Close Binary Eclipsing Systems}}:
# За формою кривої блиску.
# За ступенем заповнення компонентами їх [[порожнина Роша|порожнини Роша]].
# За фізичними особливостями компонентів.
Класифікація за кожною ознакою є незалежною та має окремі позначення. Якщо систему класифіковано більш, ніж за однією ознакою, вона отримує два (чи навіть три) позначення, які поєднують через [[Коса риска|косу риску]] (наприклад, '''E/DS''' або '''EW/DW/RS''').

=== Класифікація за формою кривої блиску ===
[[Файл:Eclipsing binary star animation 3.gif|міні||200пкс|Затемнення в подвійній системі типу β Ліри.]]
Класифікація за формою кривої блиску є традиційною та вважається найпростішою, хоча й застарілою{{sfn|Percy|2007|p=107|loc=5.3 Classification of eclipsing variables}}. Втім, вона підходить для спостерігачів{{sfn|GCVS Variability Types|loc=5. Close Binary Eclipsing Systems}}. За цією ознакою затемнювані подвійні поділяють на три типи{{sfn|АЕС|2003|с=500—501|loc=Фотометричні подвійні}}:
* [[Зорі типу Алголя|типу Алголя]] ('''EA''')&nbsp;— на кривій блиску чітко виділяються мінімуми, вторинний мінімум зазвичай слабший (може бути взагалі відсутнім); між затемненнями блиск системи майже постійний;
* [[Зорі типу β Ліри|типу β Ліри]] ('''EB''')&nbsp;— крива блиску має два нечіткі мінімуми різної глибини, а між ними блиск неперервно змінюється;
* [[Зорі типу W Великої Ведмедиці|типу W великої Ведмедиці]] ('''EW''')&nbsp;— на кривій блиску два нечітких мінімуми приблизно однакової глибини, між ними блиск змінюється неперервно.
У новітній редакції ЗКЗЗ виділено в окремий тип зорі, які затемнюються планетами ('''EP'''){{sfn|GCVS Variability Types|loc=The new variability types}}.

=== Класифікація за ступенем заповнення порожнин Роша ===
[[Файл:Common envelope.svg|міні||200пкс|Перетворення тісної подвійної системи внаслідок [[еволюція зір|еволюції компонентів]] із розділеної (a, b) на напіврозділену (c) і далі на контактну (d) з подальшим утворенням спільної оболонки (e).]]
Поділ за цією ознакою застосовується до будь-яких подвійних систем (не лише затемнюваних). Поділяють їх на такі типи{{sfn|АЕС|2003|с=364|loc=Подвійні системи|}}{{sfn|Percy|2007|p=107|loc=5.3 Classification of eclipsing variables}}
* Розділені системи ({{lang-en|detached binaries}}; типи '''D''', '''DM''', '''DS''', '''AR''', '''DW''' за GCVS4)&nbsp;— обидві зорі не заповнили свої порожнини Роша. [[Приплив]]ні викривлення невеликі, зорі зберігають кулясту форму.
* Напіврозділені системи ({{lang|en|semi-detached binaries}}; '''SD''')&nbsp;— лише одна з зір заповнила свою порожнину Роша, речовина цієї зорі через внутрішню [[точки Лагранжа|точку Лагранжа]] починає перетікати на її супутника, форма зорі викривлюється.
* Контактні системи ({{lang|en|contact binaries}}; '''K''', '''KE''', '''KW''')&nbsp;— обидві зорі заповнили свої порожнини Роша, вони мають викривлену ([[еліпсоїд]]альну) форму, іноді вся система занурена в спільну оболонку.
Ця класифікація зосереджується на процесах, які спричиняють змінність.

=== Класифікація за фізичними особливостями компонентів ===
ЗКЗЗ виділяє такі фізичні особливості компонентів подвійних зір{{sfn|GCVS Variability Types|loc=5. Close Binary Eclipsing Systems}}:
* Система містить принаймні одного [[гігант (зоря)|гіганта]] чи [[надгігант]]а ('''GS''').
* Система містить [[зорі Вольфа—Райє|зорю Вольфа—Райє]] ('''WR''')
* Система містить [[білий карлик|білого карлика]] ('''DW''')
* Одним з компонентів є ядро [[планетарна туманність|планетарної туманності]] ('''PN''')
* Система [[Змінні типу RS Гончих Псів|типу RS Гончих Псів]] ('''RS''')

== Приклади ==
{{section-stub|дата=жовтень 2015}}

== Джерела ==
{{reflist 
|refs=
}}

== Література ==
* {{А-Е-С}}
* {{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
 |accessdate  = 25 жовтень 2015
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20150910114750/http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.htm
 |archivedate = 10 вересень 2015
 |deadurl     = yes
}}
* {{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
}}

{{Змінні зорі (навігація)}}

[[Категорія:Змінні зорі]]
[[Категорія:Затемнювані зорі| ]]