ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ, две звезды, связанные гравитацией в единую систему; компоненты этой системы обращаются вокруг общего центра масс по эллиптическим орбитам. Системы звёзд, имеющие несколько таких компонент, называются кратными звёздами. Периоды обращения известных двойных звезд составляют от нескольких минут до нескольких миллионов лет. Большинство достаточно полно исследованных звёзд обнаруживают присутствие, по крайней мере, одной гравитационно связанной с ними компоненты, т. е. являются двойными или кратными звёздами. Ближайшая к нам звезда - альфа Центавра, а также ярчайшая звезда на небе - Сириус - являются двойными звездами. Близко расположенные на небе звёзды, не связанные силой гравитации в единую систему, называются оптическими парами.

Причиной широкого распространения двойных звезд является образование звёзд в результате коллапса протяжённых вращающихся межзвёздных газово-пылевых облаков. Вращение препятствует аккумуляции всего вещества исходных облаков компактными звёздами и вызывает деление этих облаков в процессе коллапса на две (или более) части - будущие компоненты двойных или кратных звёзд.

Исторически единое семейство двойных звезд делится на несколько групп, различающихся методикой обнаружения двойственности. Компоненты визуально-двойных звёзд разделяются в поле зрения телескопа. У спектрально-двойных звёзд обнаруживается периодическое изменение со временем положения спектральных линий одной или обеих компонент, отражающее в силу эффекта Доплера их орбитальное вращение. Затменнодвойные звёзды из-за орбитального движения компонент периодически полностью или частично затмевают друг друга, если Солнце оказалось близко к плоскости их орбиты. Особенное значение имеет изучение свойств тесных двойных звёзд, компоненты которых, расширяясь в ходе своей эволюции, активно взаимодействуют друг с другом, обмениваются веществом. К двойным звездам относят также астрометрические двойные звезды, обладающие тёмными спутниками, звёзды со сложными (составными) спектрами, широкие пары (пары звёзд с общим собственным движением).

Первооткрывателем двойных звезд считается У. Гершель, проводивший в 1770-80-х годах наблюдения двойных звезд при попытке измерить звёздные параллаксы; при этом он использовал идею Г. Галилея о возможности определения параллакса более яркой компоненты оптической пары относительно слабой и поэтому, вероятно, более далёкой компоненты. В результате этих наблюдений Гершель обнаружил криволинейность движения спутников нескольких двойных звезд и оценил величину периодов орбитального движения для них. В 1803 году У. Гершель опубликовал списки нескольких сотен двойных звезд. В. Я. Струве (смотри Струве) выполнил фундаментальные работы по обнаружению и измерению точных положений двойных и кратных звёзд; результаты его наблюдений опубликованы в трёх каталогах (1827, 1837, 1852). Дж. Гершель распространил изучение двойных звезд на Южное полушарие неба. Первая спектрально-двойная звезда была открыта в 1889 году по периодическому раздвоению спектральных линий в её спектре вследствие эффекта Доплера. Этот метод оказался наиболее эффективен при исследовании тесных двойных звезд с орбитальными периодами менее нескольких лет. К началу 21 века известны основные параметры нескольких тысяч таких звёзд.

Исследование двойных звезд - самый надёжный источник сведений о массах, радиусах, структуре и эволюции звёзд. Тесные двойные звезды обнаружили большое разнообразие путей эволюции своих компонент, что позволило широко использовать предположение о двойственности для объяснения свойств многих «аномальных» классов наблюдаемых звёзд. Некоторые типы звёзд и явления их жизни оказались целиком обязанными факту их тесной двойственности. Наблюдение спектрально-двойных звёзд стало основным источником информации о структуре и эволюции одиночных и двойных звёзд. Активное взаимодействие компонент тесных двойных звезд в ходе их эволюции приводит к потере вещества из оболочек компонент и обнажению их ядер, что позволяет изучать поздние стадии эволюции звёзд различных масс (белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры).

Лит.: Масевич А. Г., Тутуков А. В. Эволюция звезд: теория и наблюдения. М., 1988.

Двойные звёзды (физические двойные)

- две звезды, объединённые силами тяготения и обращающиеся по эллиптическим (в частном случае - круговым) орбитам вокруг общего центра масс. Существуют также кратные физ. звёзды - тройные, четверные и т.д., но число их существенно меньше физ. Д. з. Если компоненты физ. Д. з. можно разглядеть непосредственно в телескоп или на фотографиях (получаемых для этой цели при помощи длиннофокусных астрографов), то её наз. визуально-двойной звездой. Тесные Д. з., двойственность к-рых не удаётся обнаружить даже в самые крупные телескопы, могут оказаться спектрально-двойными либо затменно-двойными (иначе - затменными переменными, см. ). Первые проявляют свою двойственность периодич. колебаниями или раздвоениями спектр. линий, вторые - периодич. изменениями суммарного блеска звёзд. В нек-рых случаях можно установить двойственность методами , или путём скоростной регистрации покрытий звёзд Луной (фотометрич. кривые изменения блеска одиночной и двойной звёзд оказываются различными). К Д. з. относят также: астрометрические Д.з., обладающие тёмными спутниками (среди близких к Солнцу звёзд обнаружено ок. 20 астрометрических Д. з.); звёзды со сложными спектрами (сочетаниями двух различных спектров); широкие пары - звёзды с большим общим собств. движением (т.е. с большим угловым перемещением звезды по небесной сфере, выражаемым в секундах дуги в год). В пространстве компоненты могут быть разделены десятками тысяч а.е., а периоды обращения могут достигать неск. млн. лет. Фотометрическими Д. з. иногда наз. также двойные (кратные) системы, кратность к-рых выявляется методами многоцветной фотометрии звёзд на основе сопоставления её на двухцветных (многоцветных) диаграммах (см. ).

Относит. число известных двойных (и кратных) звёзд неуклонно увеличивается; в настоящее время считают, что большая часть (возможно, больше 70%) звёзд объединена в системы большей или меньшей кратности; из числа известных Д. з. около 1/3 оказываются тройными или звёздами большей кратности. Известны шести- и семикратные звёзды.

Большой интерес представляют Д. з., в состав к-рых входят физ. переменные звёзды (напр., ), и, возможно, т.к. в этом случае удаётся оценить массы этих объектов.

При наблюдениях визуально-двойной звезды измеряют расстояние между компонентами и позиционный угол линии центров, иначе говоря, угол между направлением на северный полюс мира и направлением линии, соединяющей главную (более яркую) звезду с её спутником (рис. 1). Многолетние наблюдения могут обнаружить криволинейность траектории относительного движения спутника и дать возможность оценить периоды обращения.

Число открытых визуально-двойных звёзд (включая широкие пары) превышает 60 тыс. Из них лишь 10 тыс. измерялись более или менее регулярно. У более 500 из них уже обнаружена кривизна пути, достаточная для того, чтобы пытаться определить форму относит. орбиты. Примерно для 150 Д. з. определены орбиты, т.е. по видимой траектории движения спутника вокруг главной звезды вычислены элементы истинной орбиты, указывающие форму и размеры орбиты, её пространств. ориентацию. По этим данным можно предвычислить положения спутника на орбите (рис. 2). Лишь орбиты 80 Д. з. можно считать определёнными достаточно надёжно, чтобы по ним пытаться определить массы звёзд - компонентов двойных. Применение третьего закона Кеплера к движению Д. з. с известными расстояниями до них даёт возможность (почти единственную) определить массы звёзд (см. ).

Изменения смещений или раздвоений спектр. линий спектрально-двойных звёзд позволяют определить , являющуюся проекцией орбитальной скорости на луч зрения (рис. 3). Кривые лучевых скоростей (рис. 4) - одного компонента или обоих, если спутник не слишком отличается по блеску от главной звезды и в спектре видны и могут быть измерены линии обоих компонентов, - дают возможность вычислить элементы истинной орбиты (яркого компонента вокруг общего центра масс, либо более слабого компонента вокруг яркого, помещаемого в фокус относит. орбиты, либо, наконец, каждого компонента относительно центра масс системы, рис. 5). Определённые периоды спектрально-двойных звёзд заключены в пределах от 0,1084 сут ( Малой Медведицы) до 59,8 лет (визуально Д. з. Большой Медведицы). Подавляющее большинство спектрально-двойных звёзд имеет периоды порядка неск. сут. Всего открыто более 3000 спектрально-двойных звёзд, приблизительно для 1000 из них вычислены элементы орбит.

Кривая блеска затменной Д. з. показывает периодич. уменьшения блеска - одно или два за период и постоянный блеск между минимумами (у звёзд типа Алголя) либо непрерывное его изменение (у звёзд типа Лиры или W Большой Медведицы, в последнем случае минимумы почти одинаковой глубины, см. ). Число открытых затменных Д. з. превышает 5 тыс.

Рис. 4. Влияние формы и ориентации орбиты на форму кривой лучевой скорости: 1 - круговая орбита; 2 - эксцентриситет орбиты е =- 0,5, долгота периастра ; 3 - эксцентриситет орбиты е =0,5, ; а, б, с, d - положения звезды-спутника и соответствующие им значения лучевой скорости.

Анализ кривых даёт возможность определить не только элементы орбиты затменной Д. з., но и нек-рые характеристики самих компонентов (форму, размеры, выраженные либо в долях большой полуоси орбиты, либо в километрах, если дополнительно имеются измерения лучевых скоростей). Высокая точность совр. фотоэлектрич. измерений блеска в ряде случаев даёт возможность выявить и учесть влияние на кривую блеска т.н. тонких эффектов, напр. потемнения к краю диска звезды, а также количественно выразить степень отклонения формы компонентов от шаровой для очень тесных двойных (типов Лиры и W Большой Медведицы). При заметной эксцентричности орбиты возможно обнаружение эффекта вращения линии апсид (т.е. линии, соединяющей периастр и апоастр, см. ), что может быть связано с существованием третьего, ещё не обнаруженного компонента системы, либо с заметным отличием формы звёзд от шаровой вследствие приливной деформации близких компонентов. Если один из компонентов затменной Д. з. - горячая звезда , а другой - сверхгигант, обладающий протяжённой атмосферой, то можно очень детально изучить строение и состав атмосферы сверхгиганта по изменениям в спектре затменной, когда сквозь атмосферу сверхгиганта во время затмения будет просвечивать горячая звезда. Линии поглощения будут изменяться по мере "погружения" горячей звезды в более плотные слои протяжённой атмосферы сверхгиганта. Примерами таких пар явл. Возничего (период 27 лет, из к-рых затмение длится ок. 2 лет!) и Возничего (период 972 сут, затмение длится ок. 40 сут).

Массу - одну из важнейших физических характеристик звезд - можно определить по ее воздействию на движение других тел. Такими другими телами являются спутники некоторых звезд (тоже звезды), обращающиеся с ними вокруг общего центра масс.

Если вы посмотрите на Большой Медведицы, вторую звезду с конца «ручки» ее «ковша», то при нормальном зрении вы увидите совсем близко от нее вторую слабую звездочку. Ее заметили еще древние арабы и назвали Алькор (Всадник). Яркой звезде они дали название Мицар. Их можно назвать двойной звездой. Мицар и Алькор отстоят друг от друга на . В бинокль таких звездных пар можно найти немало. Так, Лиры состоит из двух одинаковых звезд 4-й звездной величины с расстоянием между ними 5.

Рис. 80. Орбита спутника двойной звезды (v Девы) относительно главной звезды, расстояние которой от нас составляет 10 пк. (Точки отмечают измеренные положения спутника в указанные годы. Их отклонения от эллипса вызваны погрешностями наблюдений.)

Двойные звезды называются визуально-двойными, если их двойственность может быть замечена при непосредственных наблюдениях в телескоп.

В телескоп Лиры - визуально-четверная звезда. Системы с числом звезд называются кратными.

Многие из визуально-двойных звезд оказываются оптически-двойными, т. е. близость таких двух звезд является результатом случайной проекции их на небо. На самом деле в пространстве они далеки друг от друга. И в течение многолетних наблюдений можно убедиться, что одна из них проходит мимо другой, не меняя направления с постоянной скоростью. Но иногда при наблюдении звезд выясняется, что более слабая звезда-спутник обращается вокруг более яркой звезды. Систематически меняются расстояния между ними и направление соединяющей их линии. Такие звезды называются физическими двойными, они образуют единую систему и обращаются под действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс.

Множество двойных звезд открыл и изучил известный русский ученый В. Я. Струве. Самый короткий из известных периодов обращения визуально-двойных звезд - 5 лет. Изучены пары с периодами обращения в десятки лет, а пары с периодами в сотни лет изучат в будущем. Ближайшая к нам звезда а Центавра является двойной. Период обращения ее составляющих (компонентов) 70 лет. Обе звезды в этой паре по массе и температуре сходны с Солнцем.

Главная звезда обычно не находится в фокусе видимого эллипса, описываемого спутником, потому что мы видим его орбиту в проекции искаженной (рис. 80). Но знание геометрии позволяет восстановить истинную форму орбиты и измерить ее большую полуось а в секундах дуги. Если известно расстояние до двойной звезды в парсеках и большая полуось орбиты звезды-спутника в секундах дуги, равная то в астрономических единицах (поскольку она будет равна:

Важнейшей характеристикой звезды наряду со светимостью является ее масса. Прямое определение массы возможно лишь для двойных звезд. По аналогии с § 9.4, сравнивая движение спутника

звезды с движением Земли вокруг Солнца (для которой период обращения 1 год, а большая полуось орбиты 1 а. е.), мы по третьему закону Кеплера можем написать:

где - массы компонентов в паре звезд, - массы Солнца и Земли, период обращения пары в годах. Пренебрегая массой Земли в сравнении с массой Солнца, мы получаем сумму масс звезд, составляющих пару, в массах Солнца:

Чтобы определить массу каждой звезды отдельно, надо изучить движение каждой из них относительно окружающих звезд и вычислить их расстояния от общего центра масс. Тогда имеем второе уравнение:

К и из системы двух уравнений находим обе массы отдельно.

Двойные звезды в телескоп нередко представляют собой красивое зрелище: главная звезда желтая или оранжевая, а спутник белый или голубой. Вообразите себе богатство красок на планете, обращающейся вокруг одной из пары звезд, где на небе сияет то красное Солнце, то голубое, то оба вместе.

Определенные описанными методами массы звезд различаются гораздо меньше, чем их светимости, примерно от 0,1 до 100 масс Солнца. Большие массы встречаются крайне редко. Обычно звезды обладают массой меньше пяти масс Солнца. Мы видим, что с точки зрения светимости и температуры наше Солнце является рядовой, средней звездой, ничем особым не выделяющейся.

(см. скан)

2. Спектрально-двойные звезды.

Если звезды при взаимном обращении подходят близко друг к другу, то даже в самый сильный телескоп их нельзя видеть раздельно, в этом случае двойственность может быть определена по спектру. Если плоскость орбиты такой пары почти совпадает с лучом зрения, а скорость обращения велика, то скорость каждой звезды в проекции на луч зрения будет быстро меняться. Спектры двойных звезд при этом накладываются друг на друга, а так как разница в скоростях этих

Рис. 81. Объяснение раздвоения, или колебания, линий в спектрах спектральнодвойных звезд.

звезд велика, то линии в спектре каждой из них будут смещаться в противоположные стороны Величина смещения меняется с периодом, равным периоду обращения пары Если яркости и спектры звезд, составляющих пару, сходны, то в спектре двойной звезды наблюдается периодически повторяющееся раздвоение спектральных линий (рис. 81). Пусть компоненты занимают положения или тогда один из них движется к наблюдателю, а другой - от него (рис. 81, I, III). В этом случае наблюдается раздвоение спектральных линий. У приближающейся звезды спектральные линии сместятся к синему концу спектра, а у удаляющейся - к красному. Когда же компоненты двойной звезды занимают положения или (рис 81, II, IV), то оба они движутся под прямым углом к лучу зрения и раздвоения спектральных линий не получится.

Если одна из звезд светится слабо, то будут видны линии только другой звезды, смещающиеся периодически.

Один из компонентов Мицара сам является спектрально-двойной звездой.

3. Затменно-двойные звезды - алголи.

Если луч зрения лежит почти в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, то звезды такой пары будут поочередно загораживать друг друга. Во время затмений общая яркость пары, компонентов которой мы по отдельности не видим, будет ослабевать (положения В и D на рис. 82). В остальное же время в промежутках между затмениями она почти постоянна (положения А и С) и тем дольше, чем короче длительность затмений и чем больше радиус орбиты. Если спутник большой, но сам дает мало света, то, когда яркая

звезда затмевает его, суммарная яркость системы будет умень шаться лишь ненамного.

Минимумы яркости затменно-двойных звезд происходят при движении их компонентов поперек луча зрения. Анализ кривой изменения видимой звездной величины в функции времени позволяет установить размеры и яркость звезд, размеры орбиты, ее форму и наклон к лучу зрения, а также массы звезд Таким образом, затменно-двойные звёзды, наблюдаемые также и в качестве спектральнодвойных, являются наиболее хорошо изученными системами. К со жалению, таких систем известно пока сравнительно мало

Затменно-двойные звезды называются еще алголями, по названию своего типичного представителя Персея. Древние арабы назвали Персея Алголем (испорченное эль гуль), что значит «дьявол». Возможно, что они заметили ее странное поведение: в течение 2 дней 11 ч яркость Алголя постоянна, затем за 5 ч она ослабевает от 2,3 до 3,5 звездной величины, а затем за 5 ч яркость ее возвращается к прежнему значению.

Периоды известных спектрально-двойных звезд и алголей в основном короткие - около нескольких суток. В общей сложности двойственность звезд очень распространенное явление Статистика показывает, что до 30% всех звезд, вероятно, являются двойными Получение разнообразных данных об отдельных звездах и их системах из анализа спектрально-двойных и затменно-двойных звезд - примеры неограниченной возможности человеческого познания

Рис. 82. Изменения видимои яркости Лиры и схема движения ее спутника (Форма звезд, близко расположенных друг к другу, вследствие их при ливного воздействия может сильно отличаться от сферической )

Большое число звёзд видимых в нашей галактике и за её пределами принадлежат к двойным и более кратным . То есть с уверенностью можно сказать, что наша одиночная звезда Солнце принадлежит к меньшинству в классификации звёздных систем. О том, что это за такие системы, давайте поговорим.

В некоторых источниках говорится, что лишь 30% от общего числа звёзд - одиночные, в других можно найти число 25. Но с совершенствованием методик измерения и изучения двойных и кратных звёзд, процентное соотношение одиночных изменяется. Связано это в первую очередь со сложностью обнаружения маленьких (по размерам, но не массе) звёзд. На сегодняшний день астрономами открыто множество , которые при первом обнаружении могут подходить под описание вторичных звёзд в системе двух и более звёзд, только после детального изучения и множества расчётов исключается вариант, что это звёзда, а найденный объект относят к планетам (определяется это по массе, по гравитационному притяжению, по взаимному расположению, поведению и ещё многим другим факторам).

Двойные звёзды

Каппа Волопаса

Система из двух связанных силами гравитации звёзд называется двойной звёздной системой или просто двойной звездой .

В первую очередь следует подчеркнуть, что не все оптически рядом расположенные две звезды - двойные. Отсюда следует, что звёзды, которые видны на небе близко друг от друга для наблюдателя с Земли, но при этом не связанные гравитационными силами и не имеющими общий центр масс называются оптически двойными . Хороший пример - α Козерога - пара звёзд находятся на огромном расстоянии друг от друга (примерно 580 световых лет), но нам кажется что они рядом.

Физически двойные звёзды обращаются вокруг общего центра масс и связаны между собой силами гравитации. Пример - η () Кассиопеи. По периоду вращения и взаимному расстоянию можно определить массу каждой из звезды. Период вращения имеет внушительный диапазон: от нескольких минут, если речь идёт о вращении карликовых звёзд вокруг нейтронных, до нескольких миллионов лет. Расстояния между звёздами примерно могут быть от 10 10 до 10 16 м (около 1 светового года).

Двойные звёзды имеют весьма обширную классификацию. Приведу лишь основные пункты:

• Астрометрические (видно перемещение сразу двух объектов);
• Спектральные (двойственность определяется по спектральным линиям);
• Затменно-двойные (из-за разного угла наклона к орбите периодически наблюдается затемнение одной звезды другой);
• Микролинзированные (когда между системой и наблюдателем есть космический объект с сильным гравитационным полем. По такому методу находятся маломассивные коричневые карлики);
• Спекл-интерферометрические (по дифракционному пределу разрешения звёзд находятся двойные звёзды);
• Рентгеновские .

Кратные звёзды

Как понятно из названия, если число взаимосвязанных звёзд превышает две, то это кратные звёздные системы или . Их также разделяют на оптически и физически кратные звёзды. Если число звёзд в системе можно увидеть невооружённым глазом, в бинокль или телескоп, то такие звёзды называются визуально кратными . Если для определения кратности системы требуются дополнительные спектральные измерения, то это спектрально кратная система . И, если же кратность системы определяется по изменению блеска, то это затменно-кратная система . Простой пример тройной звезды показан ниже - это звезда HD 188753 в созвездии Лебедь:

Тройная звезда HD 188753

Как видно на изображении выше, в тройной системе есть пара тесно связанных звёзд и одна удалённая с большей массой, вокруг которой и происходит вращение пары. Но чаще удалённая звёзда вращается вокруг пары тесно связанных звёзд, которые представляют собой единое целое. Такая пара называется главной .

Конечно, тремя звёздами кратность не ограничивается. Существуют системы из четырёх, пяти и шести звёзд. Чем кратность больше, тем количество таких систем меньше. Например, звезда ε Лиры представляет собой две пары взаимосвязанные между собой, удалённое друг от друга на большое расстояние. Учёными было приблизительно подсчитано, что расстояние между парами должно в 5 и более раз превышать расстояние между звёздами внутри одной пары.

Лучшим примером шестикратной системы звёзд служит Кастор в созвездии . В ней три пары звёзд организованно взаимодействуют между собой. Больше 6 звёзд в системе пока ещё не обнаружено.

Кратные звёзды занимают астрономов-наблюдателей не меньше чем дипскай объекты. Особенно красиво звёздные системы выглядят, когда компоненты в них имеют разный цветовой оттенок, например, один из них - красный холодный , а другой - горячая яркая голубая звезда. Есть множество справочников с детальными характеристиками наиболее известных и интересных для наблюдения двойных и кратных звёзд. С частью систем я вас познакомлю в отдельной статье.

Иногда на ночном небе можно заметить две или несколько близко расположенных звезды. Те из них, которые на самом деле далеки друг от друга и не имеют какой-либо физической связи между собой, называются оптическими двойными звездами. Визуально они кажутся близкими, т. к. проектируются в очень близкие точки на небесной сфере. В отличие от них, физическими двойными называют звезды, которые образуют единую динамическую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием сил взаимного притяжения. Иногда можно наблюдать объединения трех и даже более звезд (так называемые тройные и кратные системы). Если оба компонента двойной звезды достаточно удалены друг от друга, так что видны раздельно, то такие двойные называют визуально двойными . Двойственность пар, компоненты которых не видны в отдельности, может быть обнаружена либо фотометрически (например, затменные переменные звезды ), либо спектроскопически (например, спектрально-двойные ).

В природе двойные звезды встречаются достаточно часто. Чтобы определить, есть ли физическая связь между парой звезд, и не является ли эта пара оптически двойной, астрономы производят длительные наблюдения, с помощью которых определяют орбитальное движение относительно другой. Физическая двойственность таких звезд с большой вероятностью может быть обнаружена по их собственным движениям, т.к. звезды, образующие физическую пару, имеют почти одинаковое собственное движение. В некоторых случаях видна лишь одна из звезд, совершающих взаимное орбитальное движение, при этом ее путь на небе выглядит волнистой линией.

фото: Визуально двойная звезда Сириус (Сириус A и Сириус B)

В настоящее время обнаружено несколько десятков тысяч тесных визуально двойных звезд. Только десятая часть из них уверенно обнаруживают относительные орбитальные движения и только для 1% (около 500 звезд) возможно вычислить орбиты. Движение звезд в паре происходит в соответствии с законами Кеплера: вокруг общего центра масс оба компонента описывают в пространстве подобные (т.е. с одинаковым эксцентриситетом) эллиптические орбиты. Таким же эксцентриситетом обладает орбита звезды-спутника относительно главной звезды, в случае, если последнюю считать неподвижной. Если из наблюдений известна орбита относительного движения, то можно определить сумму масс компонентов двойной звезды. Если же известны отношения полуосей орбит движения звезд относительно центра масс, то можно найти еще отношение масс и, следовательно, массу каждой звезды в отдельности. В этом заключается огромное значение изучения двойных звезд в астрономии, позволяющее определить важную характеристику звезды - массу, знание которой необходимо, для исследования внутреннего строения звезды и ее атмосферы. Иногда на основании сложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можно судить о наличии у нее спутника, который нельзя увидеть либо из-за близости к главной звезде, либо из-за своей значительно меньшей светимости (темный спутник). Именно таким образом были открыты первые белые карлики - спутники Сириуса и Проциона, впоследствии обнаруженные визуально.

Затменными переменными называют такие неразделимые при наблюдении тесные пары звезд, у которых меняется видимая звездная вследствие периодически наступающих для наблюдателя затмений одного компонента системы другим. В такой паре звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей - спутником. Яркими представителями звезд этого типа являются звезды Алголь (β Персея) и β Лиры. Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а также спутника главной звездой периодически меняется суммарная видимая звездная величина затменных . График, изображающий изменение потока излучения звезды со временем, называется кривой блеска. Момент времени, в который звезда имеет наименьшую видимую звездную величину, называется эпохой максимума, а наибольшую - эпохой минимума. Амплитудой называется разность звездных величин в минимуме и максимуме, а периодом переменности - промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами. У Алголя, к примеру, период переменности равен чуть менее 3 суток, а у β Лиры – более 12 суток. По характеру кривой блеска затменной переменной звезды можно найти элементы орбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры компонентов, а иногда даже получить представление об их форме. В настоящее время известно более 4000 затменных переменных звезд различных типов. Минимальный известный период - менее часа, наибольший - 57 лет.

фото: Затменная переменная звезда Алголь (β Персея)

В спектрах некоторых звезд можно увидеть периодическое раздвоение или колебание положения линий спектра. Если такие звезды являются затменными переменными, то колебания спектральных линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. Кроме того, в моменты соединений, когда движение обеих звезд перпендикулярно к лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равняется нулю. В остальное время наблюдается раздвоение общих для обеих звезд линий спектра, достигающее наибольшей величины при наибольшей лучевой скорости компонентов, одного - в направлении к наблюдателю, а другого - от него. Если же наблюдаемый спектр принадлежит только одной из двух звезд (а спектр второй не виден из-за ее слабости), то вместо раздвоений линий наблюдается их смещение то в красную, то в синюю часть спектра. Зависимость от времени лучевой скорости, определенной по смещениям линий, называется кривой лучевых скоростей. Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основании спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными . В отличие от затменных переменных звезд, плоскости орбит которых составляют довольно малый угол с лучом зрения, спектрально-двойные звезды можно наблюдать и в тех случаях, когда этот угол намного больше. И только если плоскость орбиты близка к картинной плоскости, движение звезд не вызывает заметного смещения линий, и тогда двойственность звезды обнаружена быть не может. Если плоскость орбиты проходит через луч зрения, то наибольшее смещение спектральных линий позволяет определить значение полной скорости V движения звезд относительно центра масс системы в двух диаметрально противоположных точках орбиты.

В случаях, когда для затменно-переменной звезды известна кривая лучевых скоростей, можно определить наиболее полные и надежные элементы орбиты, а также такие характеристики как размеры и формы звезд, и даже их массы. Все линейные величины при этом определяются в километрах. В настоящее время обнаружено примерно 2500 звезд, двойственная природа которых установлена только на основании спектральных наблюдений. Примерно для 750 из них удалось получить кривые лучевых скоростей, позволяющие найти периоды обращения и форму орбиты. Изучение спектрально-двойных звезд особенно важно, так как оно позволяет получить представление о массах удаленных объектов большой светимости и, следовательно, достаточно массивных звезд.

рис. Тесная спектрально-двойная система β Лиры

Тесные двойные системы представляют собой такие звездные пары, расстояние между которыми можно сопоставить с их размерами. При этом приливные взаимодействия между компонентами системы начинают играть существенную роль. Поверхности обеих звезд под действием приливных сил перестают быть сферическими, звезды приобретают эллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к другу приливные горбы, подобно лунным приливам в океане Земли. Форма, которую принимает тело, состоящее из газа, определяется поверхностью, проходящей через точки с одинаковыми значениями гравитационного потенциала. Такие поверхности звезд называются эквипотенциальными. Если внешние слои звезд выходят за пределы внутренней полости Роша, то, растекаясь вдоль эквипотенциальных поверхностей, газ может, во-первых, перетекать от одной звезды к другой, а, во-вторых, образовать оболочку, охватывающую обе звезды. Классическим примером такой системы является звезда β Лиры, спектральные наблюдения которой позволяют обнаружить как общую оболочку тесной двойной, так и газовый поток от спутника к главной звезде.