Большая Советская Энциклопедия (ДВ)

  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 , б) на картинную плоскость (перпендикулярную лучу зрения). Разработано много методов определения элементов орбит Д. з.: большой полуоси, наклона орбиты, эксцентриситета, позиционного угла линии узлов, по которой 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 нескольких десятков тысяч визуально-двойных звёзд только около 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, которые не превышают 500 лет. Для пар с одинаковым большим собственным движением периоды формально получаются порядка сотен тысяч лет.

  Первая спектрально-двойная звезда была открыта в 1889. В её спектре происходит периодическое раздвоение спектральных (рис. 2 ) линий, что свидетельствует об орбитальном движении обоих компонентов вокруг общего центра масс. У других Д. з. этого типа наблюдаются периодические смещения одиночных линий: линии более слабого 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 a sini (а — большая полуось, I — наклон орбиты) и лучевую скорость g центра масс. Некоторое 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 периодические взаимные затмения компонентов. В зависимости от относительных размеров и яркостей компонентов общий блеск затменно-двойной звезды будет испытывать более или менее 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 русский астроном С. Н. Блажко 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., для которых известно расстояние, позволяет вычислить сумму масс компонентов, выраженную в единицах массы Солнца:

₁ + ₂ =a³ / p³ P² ,

где p — 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

(₁ + ₂ ) sin³i .

  Если в спектре видны линии обоих компонентов, можно определить также отношение масс. Совокупность всех определений масс компонентов Д. з. позволила обнаружить важную для астрономии зависимость между массами и светимостями звёзд (см. «Масса — светимость» диаграмма ); она получила теоретическое обоснование и теперь широко используется для определения масс одиночных звёзд по их светимостям. Специальные (очень трудоёмкие и тонкие) исследования собственных движений некоторых звёзд показали наличие вокруг них одного или нескольких планетоподобных тел с массами порядка массы планеты Юпитер. Это дало первые надёжные доказательства существования др. планетных систем, кроме солнечной.