Видимая величина двойных звезд

Большее падение происходит, когда более холодная звезда проходит перед более горячим объектом. Причина, по которой провал в этом случае больше, заключается в том, что количество света, испускаемого областью более горячей звезды, которая покрыта более холодной звездой, намного больше, чем количество света, испускаемого той же областью более холодной звезды. Таким образом, когда холодная звезда проходит перед более горячей звездой, блокируется много света, и провал становится большим. В то время как, когда более горячая звезда проходит перед более холодной звездой, теряется не так много света, и провал меньше.

Чем ближе по температуре (и яркости) две звезды, тем более равны размеры провалов. В этом случае мы имеем очень слабую звезду, вращающуюся вокруг очень яркой звезды, так как падение первичного затмения (в фазе 0,0 == 1,0) составляет 1,6 звездной величины, а вторичное падение (в фазе 0,5) очень мало, менее 0,1 звездной величины.

Если вы думаете об этом логически, это должно быть легко визуализировать.

На самом деле, более яркая звезда не обязательно должна быть больше . Она вполне может быть меньше — возможно, большая звезда — это красный гигант , а меньшая звезда — это голубая звезда главной последовательности , которая имеет более высокую светимость.

В любом случае средняя точка Mвозникает, когда звезда с более низкой температурой поверхности отстает от звезды с более высокой температурой поверхности , а боковые — когда происходит обратное. И вот почему: количество света, излучаемого на квадратный метр поверхности звезды, напрямую зависит от температуры поверхности звезды. Температура поверхности не всегда связана с размером звезды (если обе звезды главной последовательности, то более крупная звезда будет иметь более высокую температуру поверхности, но если одна из звезд является гигантом, это может быть не так — звезды-гиганты сравнительно круто). Всякий раз, когда происходит затмение, независимо от того, какая звезда затмевается, покрывается одинаковая площадь поверхности.(равно размеру меньшей звезды). Таким образом, поскольку одна и та же площадь поверхности покрывается в обоих направлениях, звезда с более высокой температурой поверхности будет давать более глубокие провалы на графике при затмении.

Это означает, что более яркая звезда не обязательно имеет более высокую температуру поверхности. Вот пример: предположим, у вас есть безумно большая звезда- сверхгигант , светимость которой в 100 000 раз превышает светимость Солнца. Тем не менее, он довольно холодный — его высокая яркость обусловлена ​​​​размером. У нас также есть относительно небольшая, но очень горячая голубая звезда типа O , светимость которой в 50 000 раз превышает светимость Солнца. Теперь сверхгигант, хотя и имеет более низкую температуру поверхности, в целом все же ярче. Однако действует тот же принцип: меньший провал в центре Mбудет происходить, когда голубая звезда закрывает сверхгиганта (другими словами, когда более тусклая звезда закрываетболее яркая звезда), и большие провалы будут происходить, когда сверхгигант закроет голубую звезду.

Посмотрите этот хороший симулятор двойного затмения, чтобы получить визуальное представление о том, как это работает.

На графике, приведенном в вашем вопросе, середина провала «М» представляет собой затмение более яркой звезды по сравнению с более тусклой. Я вижу анимацию из Википедии по адресу http://en.wikipedia.org/wiki/Binary_star#Eclipsing_binaries , на которой маленький и большой взгляд затмевают друг друга. Когда маленький находится впереди, вы получаете большой провал в величине, а когда большой впереди, вы получаете небольшой провал в величине. Цвета и светимость на единицу площади неба двух звезд различаются, маленькая звезда имеет меньшую концентрацию яркости, поэтому, когда она находится впереди, она блокирует более высокую концентрацию света от звезды позади нее для той же площади и вы получаете больший провал, чем когда более яркий на единицу площади неба блокирует более тусклый позади него.