ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ
Рис. 1,
Изучение Д. з. началось в середине 17 в., когда Г. Галилей открыл несколько Д. з. и предложил метод определения относительного параллакса
яркой главной звезды оптической Д. з.
по отношению к более слабой и поэтому, вероятно, более далёкой. К сер.
18 в. было обнаружено всего ок. 20 Д. з.; тогда же начались и первые измерения
позиционного угла 270° спутника
и расстояния между компонентами р (рис. 1). После 25 лет наблюдений англ.
астроном В. Гершель в 80-х гг. 18 в. обнаружил у нек-рых Д. з. явное орбитальное
(т.к. оно было криволинейным) движение спутника относительно главной
звезды и оценил периоды обращения нескольких из них. Так были открыты физ.
Д. з. Русский астроном В. Я. Струве заложил твёрдый фундамент учения о
Д. з. своими многолетними исследованиями. Он открыл много новых Д. з. (его
каталог 3110 Д. з. опубликован в 1827), измерил положение спутников
у 2640 Д. з. (опубликовано в 1837), на меридианном круге определял
точные положения Д. з. в течение 20 лет (опубликовано в 1852). Англ.
астроном Дж. Гершель распространил исследования Д. з. на Юж. полушарие
неба. Рус. астроном О. В. Струве исследовал проблему систематич. ошибок
при измерении Д. з. К сер. 20 в. известно ок. 60 000 визуально-двойных
звёзд. Для измерения визуально-двойных звёзд со времён В. Гершеля применяются
позиционные
микрометры разных видов, а для самых малых угловых расстояний - звёздные
интерферометры. На больших телескопах можно измерять расстояния до
0,1-0,2". Применение фотографии к измерениям Д. з. даёт прекрасные результаты
для расстояний больше 1-2".
Видимое относительное движение спутника
вокруг главной звезды совершается по эллипсу (включая окружность и прямую
как частные виды этой кривой). Главная звезда всегда находится внутри
эллипса, но обычно не в фокусе видимой орбиты. Радиус-вектор (соединяющий
главную звезду со спутником) описывает площади, пропорциональные
времени, т. е. для Д. з. соблюдается 2-й Кеплера закон. Видимая
орбита Д. з. (рис. 2, а) является проекцией истинной орбиты (рис.
2, 6) на картинную плоскость (перпендикулярную лучу зрения).
Разработано много методов определения элементов орбит Д. з.: большой полуоси,
наклона орбиты, эксцентриситета, позиционного угла линии узлов, по к-рой
плоскость орбиты пересекает картинную плоскость, долготы периастра (угла
между линией узлов и линией, соединяющей периастр с апоастром в плоскости
истинной орбиты), периода обращения и момента (даты) прохождения
спутника через периастр. Из неск. десятков тысяч визуально-двойных звёзд
только ок. 2000 обнаруживают орбитальное движение и лишь для примерно 300
вычислены орбиты. Самый короткий период (1,72 года) имеет звезда
BD-8°4352;
из больших периодов более или менее достоверны лишь те, к-рые не превышают
500 лет. Для пар с одинаковым большим собств. движением периоды формально
получаются порядка сотен тысяч лет.
Первая спектрально-двойная звезда была
открыта в 1889. В её спектре происходит периодическое раздвоение спектральных
линий, что свидетельствует об орбитальном движении обоих компонентов вокруг
общего центра масс. У других Д. з. этого типа наблюдаются периодич. смещения
одиночных линий: линии болееслабого компонента в спектре не заметны. Анализ
кривой изменения лучевых скоростей спектрально-двойной звезды позволяет
найти следующие элементы орбиты: период, эксцентриситет, момент (дату)
прохождения
периастра,< долготу периастра, а также произведение asini (а-
большая полуось, i-наклон орбиты) и лучевую скорость yцентра
масс. Нек-рое представление о характере лучевых скоростей в зависимости
от формы и расположения орбиты даёт рис. 3. Из примерно 2000 открытых спектрально-двойных
звёзд орбиты вычислены для 500. Их периоды составляют от 4,7 часа до 60
лет. Если наклон орбиты близок к 90°, можно наблюдать периодич. взаимные
затмения компонентов. В зависимости от относительных размеров и яркостей
компонентов общий блеск затменно-двой-ной звезды будет испытывать б. или
м. продолжительные и глубокие минимумы. По форме кривой блеска такой звезды
(рис. 4) можно судить об элементах её орбиты. Самый короткий из
известных периодов 4,7 часа, самый длинный - 57 лет. В 1911 рус. астроном
С. Н. Блаж-ко разработал первый общий метод вычисления орбит затменно-двойных
звёзд. Анализ кривых изменения блеска позволяет определить не только элементы
орбиты затменно-двойной звезды, но и относительные размеры звёзд по сравнению
с размерами орбиты, форму звёзд и их поверхностную яркость.
В сочетании с результатами др. наблюдений
Д. з. такой анализ даёт возможность определить многие звёздные характеристики.
Так, если получена также кривая лучевых скоростей, то можно определить
размеры орбиты и диаметры самих звёзд в км, а также и светимости
звёзд. В некоторых (правда, редких) случаях можно изучать также
строение и состав звёздных атмосфер,< наличие расширяющихся и вращающихся
оболочек, закон потери массы более массивной звездой и эволюцию системы.
Применение 3-го закона Кеплера к Д.з.,
Если в спектре видны линии обоих компонентов,
Специальные (очень трудоёмкие и тонкие)
Двойственность (и вообще кратность)-
Лит.: Мартынов Д. Я., Курс общей
П. Г. Куликовский.
для к-рых известно расстояние, позволяет вычислить сумму масс компонентов,
выраженную в единицах массы Солнца: m
где п - параллакс звезды, а - большая полуось орбиты в секундах
дуги, Р - период обращения. Если из наблюдений можно определить также отношение
масс компонентов, тогда можно вычислить массу каждого компонента отдельно.
Для спектрально-двойных звёзд можно определить лишь величину (m
можно определить также отношение масс. Совокупность всех определений масс
компонентов Д. з. позволила обнаружить важную для астрономии зависимость
между массами и светимостя-ми звёзд (см. "Масса- светимость"диаграмма);
она получила теоретич. обоснование и теперь широко используется для определения
масс одиночных звёзд по их светимостям.
исследования
собственных движений нек-рых звёзд показали наличие вокруг них одного
или неск. планетоподобных тел с массами порядка массы планеты Юпитер. Это
дало первые надёжные доказательства существования др. планетных систем,
кроме солнечной.
весьма распространённое явление среди звёзд Галактики. Весьма вероятно,
что кратных систем больше, чем одиночных звёзд. По крайней мере, в галактич.
окрестностях Солнца (где, можно полагать, почти все звёзды нам известны)
из
30 звёзд 17 одиночных и 13 кратных (29 компонентов). По своим физ.
характеристикам и кинематике Д. з. не отличаются от одиночных звёзд и,
по-видимому, имеют одинаковое с ними происхождение. Предложено неск. различных
гипотез происхождения Д. з.: деление одиночных звёзд при нарушении устойчивости
в результате быстрого осевого вращения; захват одной звезды другой; совместное
образование в недрах одной туманности. Весьма вероятно, что кратные звёзды
образуются в звёздных ассоциациях. Теория происхождения Д. з. должна
также объяснить ряд замеченных статистич. закономерностей в соотношениях
между различными физ. характеристиками Д. з. и элементами их орбит. Спец.
интерес представляют собой двойные, в состав к-рых входят переменные звёзды.
Д. з., как и звёздные скопления, являются подходящими объектами
для проверки совр. представлений об эволюции звёзд.
астрофизики, М., 1965, гл. 3; Курс астрофизики и звёздной астрономии, под
ред. А. А. Михайлова, т. 2, М., 1962, гл. 3 - 5; Струве О. иЗебергс В.,
Астрономия 20 века, пер. с англ., М-, 1968, гл. 14; Методы астрономии,
под ред. В. Хилтнера, пер. с англ., М., 1967, гл. 22-24; Aitken R. G-,
Binary stars, 2ed., N. Y.- L., 1935.
А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я