Визуально-двойные звезды

Двойные звезды, двойственность которых обнаруживается при непосредственных

наблюдениях в телескоп, называются визуально-двойными. Видимую орбиту звезды-

спутника относительно главной звезды находят по длительным рядам наблюдений,

выполненным в различные эпохи. С точностью до ошибок наблюдений эти орбиты

всегда оказываются эллипсами (рис. 203). В некоторых случаях на основании

сложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можно

судить о наличии у нее спутника, который невидим либо из-за близости к

главной звезде, либо из-за своей значительно меньшей светимости (темный

спутник). Именно таким путем были открыты первые белые карлики - спутники

Сириуса и Проциона, впоследствии обнаруженные визуально.

Видимая орбита визуально-двойной звезды является проекцией истинной орбиты на

картинную плоскость. Поэтому для определения всех элементов орбиты прежде

всего необходимо знать угол наклонения . Этот угол можно найти, если видны

обе звезды. Его определение основано на том, что в проекции на плоскость,

перпендикулярную лучу зрения, главная звезда оказывается не в фокусе эллипса

видимой орбиты, а в какой-то другой его внутренней точке. Положение этой

точки однозначно определено углом наклонения i и долготой периастра w. Таким

образом, определение элементов i и w, а также эксцентриситета е является

чисто

геометрической задачей. Элементы Р, Т и р получаются непосредственно из

наблюдений. Наконец, истинное значение большой полуоси орбиты а и видимое а’

связаны очевидным соотношением

а' = a cos i.(11.24)

Из наблюдений а' и, следовательно, а получаются в угловой мере. Только зная

параллакс звезды, можно найти значение большой полуоси в астрономических

единицах (а.е.).

В настоящее время зарегистрировано свыше 60 000 визуально-двойных систем.

Примерно у 2000 из них удалось обнаружить орбитальные движения с периодами от

наименьшего 2,62 года у e Ceti до многих десятков тысяч лет. Однако надежные

орбиты вычислены примерно для 500 объектов с периодами, но превышающими 500 лет.

Фотометрические двойные звезды

Фотометрические двойные звезды представляют собой очень тесные пары,

обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких дней по орбитам,

радиус которых сравним с размерами самих звезд. Плоскости орбит этих звезд и

луч зрения наблюдателя практически совмещаются. Эти звезды обнаруживаются

явлениями затмений, когда одна из компонент проходит впереди или сзади другой

относительно наблюдателя. Астроном замечает это явление как падение яркости

наблюдаемой звезды, которое происходит регулярно с поразительной точностью.

Таким образом, фотометрические двойные звезды являются затменно-переменными

звездами, интенсивно наблюдаемыми астрономами наряду с другими переменными

звездами. В результате наблюдений определяют кривую блеска переменной звезды,

отражающую изменение яркости звезды со временем, то есть зависимость вида

m(t). Типичным представителем затменно-переменных звезд является звезда 2-й

величины Персея

(Алголь), которая регулярно затмевается на 9 часов с периодом 2,86731 суток;

падение блеска в минимуме у этой звезды составляет 2,3 звездной величины. К

настоящему времени известно более 500 фотометрических двойных звезд.