ГЛАВА III. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ И МАССЫ ЗВЕЗД

§ 11. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ И МЕТОДЫ ИХ ОБНАРУЖЕНИЯ

Двойными звездами называются такие звезды, которые при обстоятельном исследовании одним из описываемых ниже методов оказываются состоящими из двух звезд, пространственно близко друг к другу расположенных и потому физически взаимодействующих. В таком случае каждая из звезд рассматривается как компонента (составляющая) физической пары звезд или, в общем случае, кратной звезды (тройной, четырехкратной и т.д.). Двойные звезды не являются редкостью; наоборот, можно думать, что одиночные звезды, не входящие в состав двойных или кратных систем, скорее исключение, чем правило (см. дальше).

ВИЗУАЛЬНО-ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Две звезды, расположенные в пространстве близко, а от земного наблюдателя далеко, сливаются для невооруженного глаза в одну, но в телескоп при достаточном увеличении (КПА 18, 26) они видны раздельно. Именно таким образом были открыты в XVII в. первые двойные звезды. Сообразно с методом, которым они были обнаружены, они названы визуально-двойными звездами. Может оказаться, что две звезды, расположенные почти в одном направлении, пространственно весьма удалены друг от друга (например, одна втрое дальше другой). Такие звезды образуют оптическую пару и не рассматриваются как двойные.

Является ли данная пара физической или оптической, выясняется из многолетних телескопических наблюдений. В физической паре должно существовать движение каждой из компонент вокруг общего центра масс по коническому сечению — чаще всего по эллипсу. Поэтому одна компонента будет описывать относительно другой эллипс. Если даже период обращения составляет несколько сотен лет (что случается нередко), то все же искривление пути становится заметным на протяжении нескольких десятков лет, когда наблюдения достаточно точны. Впрочем, есть немало двойных звезд, у которых период обращения равен десяткам лет или нескольким годам, и тогда факт орбитального движения становится видимым из менее продолжительных наблюдений. Сами наблюдения состоят в измерении микрометром (нитяным или иным) углового расстояния между компонентами и угла между направлением к северному полюсу мира и линией, соединяющей компоненты (рис. 74).

Этот угол называется позиционным углом и всегда отсчитывается против часовой стрелки (к востоку). Расстояние р выражают обычно в секундах дуги. Если , то фотографические наблюдения с длиннофокусными астрографами следует предпочесть визуальным. При меньших расстояниях визуальные наблюдения точнее. На границе разрешающей силы телескопа лучше применять интерферометр окулярного типа. Ниже границы разрешения употребляется звездный интерферометр (КПА 458). Однако интерферометры работают хорошо лишь при приблизительно одинаковом блеске обеих компонент.

Угловому расстоянию d" между компонентами соответствует линейное расстояние, выраженное в астрономических единицах,

при условии, что отрезок d расположен перпендикулярно к лучу зрения. Если звездная пара очень далека, то ее параллакс весьма мал и потому даже большие расстояния d будут видны под весьма малым углом. Ясно, что визуально-двойные звезды наблюдаются преимущественно среди звезд близких к нам.

Рис. 74. Измерение взаимного положения компонент А и В в двойной системе. Предполагается. что А — главная (более яркая) компонента. Е — указывает направление на восток от нее

Более широкие физические пары, в которых компоненты отстоят друг от другана расстояниях в тысячи и десятки тысяч астрономических единиц, будут и на небе сравнительно широко расставлены даже при весьма большой удаленности, но, как это показано дальше [см. формулу (12.2)], в таких системах орбитальное движение протекает очень (!) медленно и выделить такую пару удается либо по общности физических признаков, либо по общности пространственного движения компонент.

Рис. 75. Кратная звездная система «Трапеция Ориона», или О, Ориона. Состоит из шести эвезд физически связанных друг с другом: . Размеры кружков, изображающих звезды, не имеют ничего общего с их истинными размерами, но лишь приближенно выражают их блеск. В масштабе, принятом на чертеже для взаимных расстояний звезд, их диаметры выражались бы долями микрометра

Примером первого рода может служить кратная звезда в центре туманности Ориона, Ориона или «Трапеция Ориона» (рис. 75), состоящая из четырех ярких компонент спектральных классов О—В и двух более слабых, тоже класса В. Если для них построить диаграмму спектр — видимая звездная величина (Sp, m), то они хорошорасположатся вдоль одной линии, которую, можно принять за верхний левый конец главной последовательности диаграммы Г — Р, когда всем видимым величинам придается одно и тоже значение , переводящее в М.

А это означает, что у всех звезд Трапеции одинаковое расстояние от Земли. Они физически связаны с туманностью Ориона, но отстоят друг от друга довольно далеко: при значении угловое расстояние между А и D, равное 21,5", соответствует линейному не менее 11 000 а. е.

Примером второго рода может служить открытие звезды самой малой светимости, спутника звезды . У этой последней было давно известно довольно значительное собственное движение в направлении . Ван-Бисбрук, начавший в 1940 г. поиски слабых спутников у звезд с большим , отыскал на расстоянии 74" от звезду , имеющую собственное движение в направлении . Сходство и столь велико, что нужно считать обе звезды движущимися в пространстве по почти параллельным путям, т. е. физической парой. Так как параллакс этой звезды , то абсолютная звездная величина спутника равна (спектр с эмиссионными линиями Н и К и водородными), а линейное расстояние между компонентами а. е. Любопытно, что у ближайшей к Земле звезды а Центавра по этому же признаку был найден слабый спутник на расстоянии 2,2°, которое соответствует линейному расстоянию около 10 600 а. е. Эта звезда чуть ближе самой а Центавра, почему и получила название Проксима (proxima — ближайшая) Центавра.

Сама а Центавра — типичная двойная, в которой компоненты обращаются вокруг общего центра масс по эллиптическим орбитам (рис. 76). Наиболее просты относительные наблюдения, при которых микрометром измеряются координаты и спутника В относительно главной звезды А. Если же определять положение А и В относительно звезд, случайных для данной пары, но находящихся тут же в поле зрения телескопа, то выявится и собственное движение пары по небесной сфере (равномерным движением по дуге большого круга будет обладать общий центр их масс G) и эллиптическое движение компонент А и В, совершающееся так, что три точки A, G и В всегда лежат на одной прямой. При этом должно быть

где — массы компонент. Определение AG/GB лучше всего делать на основе крупномасштабных фотографий двойной звезды, полученных в течение ряда лет.

Двойные звезды привлекают к себе внимание, когда они встречаются среди ярких звезд, особенно тогда, когда обе компоненты близки друг к другу не только по положению, но и по блеску. Действительно, при многочисленности звезд на небесном своде всегда около данной яркой звезды найдется в непосредственной близости какая-либо слабая звезда; точно так же среди весьма слабых звезд всегда — малом поле зрения — найдутся две или больше близких одна к другой звезд.

Но все это будут, конечно, случайные, оптические сочетания звезд, ничем в действительности не связанных.

Рис. 76. Движение в системе а Центавра. Показана относительная орбита спутника В, т. е. его движение относительно главной звезды А (за годы 1830—1940). На самом деле движения А и В совершаются около общего центра масс, но выявить эти движения по отдельности можно только при измерениях положения А и В относительно окрестных звезд поля, не нмеющих никакого отношения к системе

Крупнейший знаток двойных звезд в нашем столетии Эйткен, составляя свой каталог двойных звезд, включал туда только такие пары, которые удовлетворяют условию

где — суммарный блеск системы. Но это намеренно либеральная оценка, имеющая целью не пропускать ни одной физической пары среди наблюдаемых двойных звезд. И, конечно, нужно считаться с тем, что весьма широкие пары, выявляемые при анализе собственных. движений, вроде описанных выше, не удовлетворят условию (11.3), так же как и некоторые близкие физические пары, разделяемые зорким невооруженным глазом, например Мицар и Алькор в Б. Медведице Тельца или Лиры .