Большая Советская Энциклопедия (ДВ)

Двойны'е звёзды, две звезды, близкие друг другу в пространстве и составляющие физическую систему, компоненты которой связаны силами взаимного тяготения. Компоненты обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс и вместе движутся в Галактике. Д. з. являются частным случаем кратных звёзд , состоящих иногда из нескольких Компонентов (до 8). По методике обнаружения различают: визуально-двойные звёзды (их компоненты можно увидеть при помощи телескопа визуально или сфотографировать); спектрально-двойные звёзды (двойственность проявляется в периодических смещениях или раздвоениях линий их спектров); затменно-двойные звёзды (их компоненты периодически загораживают друг друга от наблюдателя); астрометрические Д. з., или тёмные спутники (очень точные измерения положений позволяют обнаружить периодические смещения звезды под влиянием обращающегося вокруг неё тёмного спутника); фотометрические Д. з. (при различии в температуре поверхностей компонентов точная многоцветная электрофотометрия показывает её отличие от одиночных звёзд). Иногда о двойственности какой-нибудь звезды можно судить по её сложному (комбинированному) спектру либо по одинаковому заметному собственному движению двух не слишком близко расположенных звёзд (широкие пары). Кратные системы могут состоять из Д. з. разного вида. Так, компонент визуально-двойной звезды сам может оказаться двойной одного из перечисленных видов. Описанные типы Д. з., представляющих собой физические системы, называются физическими Д. з. Вид Д. з. имеют также пары звёзд, компоненты которых разделены громадными расстояниями по лучу зрения и лишь случайно (и временно) располагаются в непосредственной видимой близости друг к другу на небесной сфере. С течением времени они разойдутся и перестанут считаться Д. з. Такие системы называются оптическими Д. з. При составлении каталогов к числу Д. з. относят лишь те объекты, у которых расстояния между компонентами не превышают некоторого предела, зависящего от блеска (видимой звёздной величины) главной звезды и её спутника. Так, две звезды 2-й звёздной величины могут считаться компонентами Д. з., если расстояние между ними меньше 40’’, две звезды 9-й звёздной величины — не более 3’’ и т. д. Всестороннее изучение Д. з. имеет большое значение, т. к. оно даёт способ надёжного определения масс звёзд, а в ряде случаев — определения размеров компонентов и их формы, плотности и закона её изменения с расстоянием от центра звезды, а также строения звёздных атмосфер. Все др. способы определения масс звёзд опираются на определения масс Д. з.

  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 середине 18 в. было обнаружено всего около 20 Д. з.; тогда же начались и первые измерения позиционного угла спутника q и расстояния между компонентами r (рис. 1 ). После 25 лет наблюдений английский астроном В. Гершель в 80-х гг. 18 в. обнаружил у некоторых Д. з. явное орбитальное (т. к. оно было криволинейным) движение спутника относительно главной звезды и оценил периоды обращения нескольких из них. Так были открыты физические 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). Английский астроном Дж. Гершель распространил исследования Д. з. на Южное полушарие неба. Русский астроном О. В. Струве исследовал проблему систематических ошибок при измерении Д. з. К середине 20 в. известно около 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’’.