Журнал «Вокруг Света» №03 за 2008 год

Затменно-переменными звездами называют тесные двойные системы, в которых две звезды обращаются вокруг общего центра масс так, что орбита повернута к нам ребром. Тогда две звезды регулярно затмевают друг друга, а земной наблюдатель видит периодические изменения их суммарного блеска. Самая известная затменно-переменная звезда — Алголь (бета Персея). Период обращения в этой системе составляет 2 суток 20 часов и 49 минут. За это время на кривой блеска наблюдается два минимума. Один глубокий, когда небольшая, но горячая белая звезда Алголь А полностью скрывается позади тусклого красного гиганта Алголя B. В это время совокупная яркость двойной звезды падает почти в 3 раза. Менее заметный спад блеска — на 5—6% — наблюдается, когда Алголь А проходит на фоне Алголя В и немного ослабляет его блеск. Тщательное изучение кривой блеска позволяет узнать много важных сведений о звездной системе: размеры и светимости каждой из двух звезд, степень вытянутости их орбиты, отклонение формы звезд от шарообразной под действием приливных сил и самое главное — массы звезд. Без этих сведений было бы трудно создать и проверить современную теорию строения и эволюции звезд. Звезды могут затмеваться не только звездами, но и планетами. Когда 8 июня 2004 года планета Венера прошла по диску Солнца, мало кому пришло в голову говорить о затмении, поскольку на блеске Солнца крошечное темное пятнышко Венеры почти не сказалось. Но если бы на ее месте оказался газовый гигант типа Юпитера, он заслонил бы примерно 1% площади солнечного диска и на столько же снизил бы его блеск. Это уже можно зарегистрировать современными инструментами, и на сегодня уже есть случаи таких наблюдений. Причем некоторые из них выполнены любителями астрономии. Фактически «экзопланетные» затмения — это единственный доступный любителям способ наблюдать планеты у других звезд.

Александр Сергеев

Шесть сотен «исходников»

С удалением от Солнца внешняя корона постепенно тускнеет. Там, где на фотоснимках она сливается с фоном неба, ее яркость в миллион раз меньше яркости протуберанцев и окружающей их внутренней короны. На первый взгляд невозможно сфотографировать корону на всем ее протяжении от края солнечного диска до слияния с фоном неба, ведь хорошо известно, что динамический диапазон фотографических матриц и эмульсий в тысячи раз меньше. Но снимки, которыми иллюстрирована эта статья, доказывают обратное. Задача имеет решение! Только идти к результату нужно не напролом, а в обход: вместо одного «идеального» кадра нужно сделать серию снимков с разной экспозицией. Разные снимки будут выявлять области короны, находящиеся на разных расстояниях от Солнца.