Двойные звезды

Двойные звезды - пары звезд, связанные в одну систему силами тяготения (смотрите Гравитация). Компоненты таких систем описывают свои орбиты вокруг общего центра масс. Существуют тройные, четверные звезды; их называют кратными звездами. В зависимости от размеров и расположения орбит в пространстве, а также от расстояния от нас двойные звезды изучают разными методами, их наблюдения ведут с помощью различных инструментов.

Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп или сфотографировать с помощью длиннофокусного астрографа, называют визуально-двойными звездами. Правда, среди наблюдаемых двойных звезд не все образуют физические пары. Иногда звезды, хотя и кажутся близкими на небе, на самом деле лишь случайно расположены в одном направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют громадные расстояния. Это оптические двойные звезды. К середине 18 века было известно 20 визуально-двойных звезд. Теперь же в "Индекс-каталог двойных звезд" их включено более 60 тысяч (включая широкие пары).

Другой тип двойных составляют те звезды, у которых плоскости орбит близки к направлению луча зрения. При движении такие звезды попеременно загораживают друг друга, поэтому блеск системы временно ослабевает. Это затменно-двойные звезды. Мы не можем увидеть отдельно их компоненты, так как угловое расстояние между ними очень мало, и судим о двойственности системы по периодическим колебаниям блеска. Затменно-двойных открыто уже более 4 тысяч.

Если компоненты двойной звезды очень близки между собой и достаточно ярки, то можно сфотографировать их спектры и подметить периодическое расщепление спектральных линий вследствие эффекта Доплера (смотрите Лучевая скорость). Если один из компонентов - слабая звезда, то наблюдается лишь периодическое колебание положения одиночных линий. Оно свидетельствует об орбитальном движении компонентов вокруг их общего центра масс. Это спектрально-двойные звезды. Их известно около 2500.

Изучать двойные звезды начал английский астроном В.Гершель в конце 18 века и продолжил в начале 19 века русский астроном В.Я.Струве. В последние годы исследование их особенно привлекает ученых, ведь новые звезды, некоторые типы вспыхивающих звезд, источники космического рентгеновского излучения оказались компонентами двойных звезд.

В настоящее время можно сделать вывод, что более 70 процентов всех звезд входит в состав двойных или кратных звезд различного вида. При этом наблюдаются комбинированные системы. Например, компонент визуально-двойной звезды сам оказывается спектрально-двойной или затменно-двойной звездой и тому подобное.

К перечисленным видам двойных можно присоединить еще звезды со сложным спектром. Это свидетельствует о том, что компоненты - звезды разных спектральных классов (смотрите Спектральная классификация звезд). Двойными являются и звезды с одинаковым собственным движением (при отсутствии других признаков двойственности). Это так называемые широкие пары.

При помощи многоцветной фотоэлектрической фотометрии можно обнаружить двойственность звезды, которая иначе ничем себя не проявляет. Это фотометрические двойные. Кроме того, существуют звезды с невидимыми спутниками (смотрите Невидимые спутники звезд), которые также могут быть причислены к двойным звездам. Их сейчас известно около 20.

Для определения элементов орбиты визуально-двойной надо накопить за много лет достаточное число измерений, чтобы уверенно начертить эллипс видимой орбиты. Движение спутника (более слабой звезды) относительно главной происходит согласно законам Кеплера (смотрите Кеплера законы). Лишь у нескольких десятков визуально-двойных пар надежно вычислены элементы орбит. Их периоды обращения составляют от нескольких лет до нескольких сотен лет.

Когда известно расстояние двойной звезды от нас, то есть когда измерен ее параллакс, можно определить сумму масс компонентов системы, применив третий закон Кеплера. Для многих систем из наблюдений кроме суммы масс можно определить также и отношение масс и таким образом вычислить массу каждого компонента отдельно. Сопоставление данных о массах звезд и их светимостях позволило составить диаграмму "масса-светимость" (смотрите "Мacca-светимость" диаграмма).

Энциклопедический словарь юного астронома, 1980 год