Книга -

Отчего происходило изменение блеска? Для звезд типа Алголя это было понятно. Объяснепие Гудрайком затмения звезды темным телом было вероятной гипотезой. В 1889 г. Фогель и Шенпер по своим снимкам спектра видимого компонента Алголя установили, что эта звезда перед минимумом блеска движется к нам, а после минимума — от нас. Таким образом было твердо установлено, что в минимуме Алголь находится позади своего спутника. Следовательно, и у других звезд этого типа причиной изменения блеска было покрытие или затмение. Но это не умаляет их значения. Напротив, наблюдения таких звезд приобретают особую значимость. У всех других звезд, кроме нашего Солнца, πρπχι»- дилось довольствоваться изучением их интегрального света. Поскольку они наблюдались как светлые точки, а не диски, там невозможно было различить отдельные части, например край и центр. Однако при звездных затмениях один диск заслонялся другим. Таким образом, поочередно закрывались или открывались различные части диска. Следовательно, это были единственные звезды, с которыми можно и нужно было обращаться как с дисками и у которых величина и форма различий между краем и центром диска могла стать объектом исследования. Из-за различия размера дисков и поверхностной яркости обеих звезд и различной ориентировки орбит возникало богатое разнообразие в форме кривых блеска. И обратно, на основании этих кривых блеска можно найти некоторые физические и геометрические соотношения.

Так, открытая в 1880 г. В. К. Цераским в Москве затмеипая переменная U Цефея в максимуме имела блеск 6^т, 9, а в минимуме блеск ее оставался постоянным в течение нескольких часов (9^т, 2). Это указывало на то, что меньший диск располагался to впереди, то целиком позади большего. У открытой в 1886 г. Чендлером Y Лебедя, где блеск при каждом затмении уменьшался точпо наполовину, оказалось, что промежуток в !'/г дия между двумя затмепияхми постепенно то увеличивался, то уменьшался. В 1891 г. Дунер из Упсалы нашел, что здесь две одинаковые эвезды двигались друг около друга но эллиптической орбите за 3 дня, поочередно закрывая друг друга. Эта разность попеременно уменьшалась и увеличивалась из-за медленного вращения большой оси орбиты. В звездной системе паблюдалась сплюснутость и деформация обеих звезд вследствие их взаимного притяжения. У многих других затменных переменных обнаруживались два неравных минимума, причем вторичный был много меньшим, если вторая звезда оказывалась значительно слабее, и почти равен главному минимуму, если обе звезды были одипаково яркими.