* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки

39 Ср«ш1й пвр1одъ. 2,59 дня 6,90 „ 78,5 _ 20,8 Д*ТЪ 82,8 . 108,1 п ЗЕГБЭДЫ. Срвдд1й вжсцептр. 0,01 0,14 0,86 0,33 0,48 0,51 40 Спестральныя двоя выя Ваауиышя 3. перемгьнныя. Такъ называются 3., яркость которыхъ периодически ме­ няется. По характеру нзм-внетя ярко­ сти ихъ можно разделить на несколько классовъ: 1) Т. наз. переменныя типа Алголя (собственное назваше р Пер­ сея); въ этихъ 3. яркость большую часть перюда остается неизменной либо меняется очень мало (напр., на 0,1 зв. вел.), затемъ быстро, за не­ сколько часовъ, уменьшается более или менее значительно (отъ 1 до,ггрибл., 4-хъ зв. величинъ) и затемъ 3. темъ же темпомъ возвращается къ нормаль­ ной яркости; напр., у Алголя яркость 2 д. 12 ч. остается почти неизменной, затемъ за 4V часа уменьшается въ 3 раза, а въ следуюшде 4V ч. возвра­ щается къ нормальной. Такихъ 3. известно въ настоящее время больше сотни. Ихъ перюды, а также характеръ изменения яркости отличаются заме­ чательны мъ постояыствомъ. Продолжи­ тельность перюда обыкновенно не­ сколько дней (самый короткШ ок. 13 часовъ, самый длинный ок. 9 м е с ) . Причина изменен1я яркости заклю­ чается въ томъ, что эти 3. суть двойяыя 3. (см. выше; у более яркихъ изъ нихъ двойственность подтверждена изследовашемъ спектровъ), и плоскость орбиты ихъ расположена въ простран­ стве такъ, что въ т е ч е т е каждаго обращения бываетъ время, когда одна 3. становится между солнечной систе­ мой и другой 3. и отчасти (или 1гвликомъ) закрывает* отъ насъ эту по­ следнюю, такъ что яркость послед­ ней, а след., и совокупная яркость о бе ихъ 3., уменьшается; значить, мы имеемъ здесь нечто подобное тому, что происходить при солнечных* затмешяхъ, когда луна уменьшает* блескъ солнца, закрывая часть его диска. Степень уменьшения яркости зависитъ, понятно, отъ того, какая доля диска одной 3. закрывается отъ насъ другою, и отъ относительной яркости обеихъ 3. Иногда въ минимуме a 2 яркости она остается некоторое время неизменной: это значить, что происхо­ дить на это время полное покрьгпе одной 3. другою; вообще говоря, во время каждаго обращешя яркость должна уменьшаться два раза: разъ, когда одна 3. покрывает* другую, и второй—когда первая заходить за вто­ рую; наблюдешя показывают*, что одинъ изъ этихъ минимумовь обыкно­ венно бываетъ такъ слабо выраженъ, что еще далеко не у всехъ 3. его уда­ лось обнаружить; эта особенность объ­ ясняется темъ, что въ большинстве случаевъ у 3. этого типа одна 3. зна­ чительно слабее другой и, когда сла­ бая 3. закрыта яркой, то ослаблеше общаго блеска ихъ бываетъ очень мало. Некоторый второстепенный причины усложняют* это самое простое явлеше въ области переменныхъ 3. 3. этого класса все белыя и имеют* спектры типа А; возможно из* фотометриче­ ских* наблюдений определить среднюю плотность этихъ паръ 3.; она оказы­ вается въ несколько разъ меньше средней плотности солнца. По харак­ теру изменения яркости къ 3. типа Алголя близко стоять немногочислен­ ный переменныя типа р Лиры, у которыхъ въ течеше першда бываетъ два явственно выраженных* минимума и два максимума, ыо не бываетъ вре­ мени, когда яркость не меняется; напр., у $ Лиры черезъ 3V дня после мини­ мума наступает* макснмумъ яркости, потомъ еще черезъ 3 дня второй минимумъ, при которомъ, однако, 3. не такъ сильно ослабевает*, какъ при главном*, потомъ еще черезъ 3V дня второй максимумъ, равный первому, и, наконец*, почти черезъ &У дня после него главный минимум*,—и затемъ рядъ этихъ изменений повто­ ряется (перюдъ равняется почти 13 диямъ). Такое непрерывное изменеше яркости объясняют* темъ, что въ этихъ, тоже двойных*, 3. обе звезды пары почти прикасаются одна съ дру­ гой или, можетъ быть, въ иныхъ слу­ чаях* отчасти даже слиты, такъ что при вращеши всей системы не бываетъ времени (или оно бываетъ непродол­ жительно), когда одна изъ 3. хотя немного не закрывает* другой. 2) Пе­ ременныя типа 8 Цефея. Оне характе4 4 2