Книга -

Затменные переменные были полезны также и в другом отношении. По продолжительности затмения относительно периода обращения находили размеры звезд по отношению к величине орбиты. Радиус звезды в третьей степени определял объем, а радиус орбиты в третьей степени — характеризовал массу. Таким образом, можно было вычислить среднюю плотность таких звезд, не зная их истинных размеров или параллакса.

Удивительный случай представляла звезда третьей величины ε Возничего. Юлиус Шмидт в 1843 г. заподозрил существование неправильных изменений ее блеска, а в 1847 и 1848 гг. Аргеландер и Хейс наблюдали ее как звезду четвертой величины. В следующие годы были замечены слабые неопределенные колебания ее блеска. В 1875 г. ее блеск снова стал ослабевать, но очень недолго. Когда в 1901 г. все снова повторилось и вместе с этим было обнаружено изменение ее лучевой скорости, Людендорф из Потсдама в 1903 г. пришел к заключению, что переменность этой

) Впервые проблема определения коэффициента потемнения к краю диска была поставлена и решена в той же работе С. П. Блажко (см. стр. 487). (Прим. ред.) В звезды проявляется довольно необычным образом: она имеет пе-

X рнод в 27 лет, из которых в течение семи месяцев блеск медленно

1 умепыпается, 10 месяцев звезда имеет постоянный блеск и семь

I > месяцев блеск снова возрастает до нормального значения. Таким

9 образом, это была затменно-переменная звезда необычного типа

Я с очень большим периодом в 27 лет. Для того чтобы прп столь

Ж большой орбите мы могли наблюдать прохождение одной звезды

Ж точпо перед диском другой, была необходима весьма редкая слу-

$ чанность: паша солпечная система должна была лежать точно

Ж в плоскости орбиты двойной звезды.

U Богатое разнообразие затменных переменных еще больше воз-