Двойная звезда

Наиболее известна пара звёзд Алькор (средняя звезда ковша Большой Медведицы) и Мицар. Это пример оптической двойной — они просто случайно видны практически в одном направлении.

В системе Алькор—Мицар звезда с меньшим блеском находится в несколько раз дальше от нас, чем более яркая. Интересно, что све­тимость этой звезды в действи­тельности больше, чем более яр­кой.

Звёзд, двойственность которых можно обнаружить невооружённым глазом или в телескоп, не так много. Значительно больше таких двойных, у которых расстояния между компо­нентами настолько малы, что невозможно увидеть их раздель­но. Для их обнаружения нужны исследования спектров.

Некоторые двойные системы обнаруживаются астрометри­ческими методами. Так, например, была открыта двойствен­ность ярчайшей и одной из ближайших к нам звезды Сири­ус. Было обнаружено, что Сириус движется не по прямой ли­нии (точнее, не по дуге большого круга, который играет роль прямой на сфере), а периодически отклоняется от неё. Это бы­ло интерпретировано как наличие довольно большого спутни­ка с массой, примерно равной массе Солнца. Действительно, как только появился достаточно мощный телескоп, то такой спутник (первый белый карлик) был открыт.

см. Затменно-двойная звезда

см. Тесная двойная система

Изучению тесных двойных в настоящее время уделяется особое внимание. В некоторых случаях наблюдения тесных двойных звёзд позволяют получить информацию не только о их массах, но и о форме поверхности, о распределе­нии температуры по поверхности, изучить процессы, происхо­дящие в их атмосферах. В тесных двойных системах наблю­даются газовые диски. Материал с сайта http://wiki-what.com

В двойных системах движение происходит относительно центра масс. Поскольку движение периодическое, то и луче­вая скорость каждой компоненты периодически меняется (рис. 66).

При приближении к нам она отрицательна, при удалении положительна, поэтому спектральные линии каждой компо­ненты будут периодически смещаться то к красному, то к си­нему концу спектра. Причём движение это должно происходить в противофазе, т. е. если линии одной звезды смещают­ся к красному, то другой — к синему концу спектра. Иногда одна звезда настолько слабее другой, что видна только одна система линий. Но этого достаточно, чтобы определить кри­вую скоростей и орбиту звезды, а значит, и массу системы.