НЕВИДИМЫЕ СПУТНИКИ ЗВЕЗД

Если разность видимых звездных величин компонент пары велика, то увидеть близкий спутник рядом с яркой звездой трудно, а иногда и невозможно. Тем не менее двойственность и в этом случае может быть обнаружена. Вместо равномерного прямолинейного движения по небесному своду яркая компонента будет периодически отклоняться от такой прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону, так как по прямой движется только центр массы системы. В силу соотношения (11.2), такие возмущения будут тем меньше, чем меньше масса спутника, а так как малую массу имеют звезды низкой светимости, то пары с очень сильно различающимися по блеску компонентами открыть очень трудно. Но среди близких звезд это возможно [в силу (11.1)], и они фактически не раз обнаруживались. Такие пары называются парами с невидимыми спутниками звезд. Исторически наиболее известны пары Сириуса и Проциона, в которых возмущения главной звезды весьма значительны. В обоих случаях были обнаружены спутники, виновники возмущений, которые обладают значительными массами при очень низкой светимости и стали родоначальниками группы звезд, названных белыми карликами. В ряде случаев (около 10) существование невидимых спутников у звезд установлено с достоверностью, но сами спутники еще не обнаружены. В 1955 г. удалось обнаружить спутник слабой звезды из списка Росса звезд с большим собственным движением — Ross 614. За четыре года до того была опубликована абсолютная орбита этой звезды относительно центра масс, движение которого равномерное (рис. 77). Период ее обращения был найден равным 16,5 года, а наибольшие отклонения от центра масс не превышали 0,36". С помощью 5-метрового Паломарского рефлектора спутник Ross 614В, блеск которого , был обнаружен в предвычисленном положении на расстоянии 1,2" от главной звезды. На фотографии обе компоненты почти сливаются друг с другом, так как диаметр изображения главной компоненты был не менее 0,9". Абсолютная величина звезды Ross 614В равна После спутника звезды (см. выше) это — одна из абсолютно слабейших известных нам звезд.

Параллакс этой системы достигает 0,250". Таким образом, параллактический эллипс, который описывает центр массы, того же порядка, что и эллипс, описываемый компонентой А вокруг центра масс.

«Летящая звезда» Барнарда очень близка к нам и имеет невидимый спутник, вместе с которым она обращается вокруг общего центра масс в 24 года. Расстояние между обеими компонентами в среднем 44 а. е., или 2,4". Но увидеть этот спутник, по-видимому, скоро не удастся, так как его видимая звездная величина должна быть около 30", что более чем на (в 10е раз) слабее основной звезды. Такой спутник уже не самосветящаяся звезда, а планета, освещаемая главной компонентой.

Рис. 77. Схема пути звезды Ross 614 по небесному своду за 20 лет (1938—1958 гг.). Прямолинейная составляющая отражает собственное движение звезды в пространстве. На самом деле движение уклоняется от прямолинейного вследствие существования спутника. Сюда же накладывается параллактическое смещение звезды с годичным периодом, отчего видимая траектория звезды приобретает зубчатый характер. Кружок внизу справа показывает в масштабе схемы размеры изображения звезды на фотографиях

Теперь представим себе пару, подобную а Центавра, но на расстоянии не а в сто раз дальше. Наибольшее угловое расстояние между компонентами будет тогда 0,2", что находится еще в пределах доступного для разрешающей силы наших телескопов, но при удалении, еще в четыре раза большем, эта пара сольется в одну звезду, так как расстояние в 0,05" уже неразличимо для наших телескопов. Заметим себе, что на таком расстоянии — свыше — эта система будет выглядеть звездочкой около , т. е. она ничем не привлечет к себе внимания наблюдателя. Визуально-двойные звезды — в основном близкие звезды. Однако если бы наша пара состояла из двух гигантов или сверхгигантов, ее можно было бы с успехом наблюдать при помощи звездного интерферометра, о чем уже было сказано выше. Фактически это удалось в немногих случаях, из которых наиболее известен случай Капеллы, состоящей из двух компонент-гигантов, обращающихся вокруг общего центра масс на взаимном расстоянии 0,05", с периодом 104 дня. Столь коротких периодов среди визуально-двойных звезд не встречается, потому что тогда линейные размеры орбиты должны быть очень малы [см. (12,7)], а следовательно, чрезмернр малы и угловые размеры.