Книга -

B росло пз-за того, что блеск многих звезд вне затмений также не

к оставался постоянным. Во-первых, потому, что при обычно неболь-

S шом расстоянии темная звезда освещалась яркой и ее блеск

щ усиливался; в результате этого увеличивался общий блеск системы

ΐ перед началом и вскоре после вторпчного минимума. Во-вторых,

S и середине между затмениями деформированные из-за взаимного

I притяжения звезды оказывались повернутыми к нам широкой

К сторопой. Такие звездпые пары представляли собой переход к типу

4 ρ Лиры, с двумя одинаковыми максимумами и двумя неравпыми Я минимумами в каждом периоде. Илп, говоря иначе, звезды типа Я β Лиры являлись предельным случаем затменных звезд. Вскоре i многие спектроскописты, в том числе Локьер в 1893 г. и Бело- « польский в Пулковской обсерватории в 1892 г., установили у этих I звезд периодическое изменение лучевой скорости. Таким образом, I компоненты разные по блеску и цвету двигались по орбитам один Ш около другого с очень большой относительной скоростью

5 (155 км!сек У β Лиры) и па столь малом расстоянии друг от S друга, что их вытянутые эллипсоидальные тела почти соприкаса- Щ лись. Для самой β Лиры ее элементы как двойной звезды были вычислены Майерсом в 1890 г. и Штейном в 1907 г. Однако было а обнаружено еще очень много пепонятных явлений, особенно из- S мененнй в спектре, которые превратили эту звезду в загадку для Я астрономов.

S^k В 1894 г. Белопольский установил также периодическое изме-

I пение лучевой скорости у звезды δ Цефея. Позднее оказалось,

Щ что это было общим свойством всех исследованных звезд этого

Ι типа. В 1907 г. Себастьян Альбрехт пз Ликской обсерватории

I обратил внимание на то, что наиболее быстрое приближение к