СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Фактически до,того, как Капеллу наблюдали с интерферометром, она была уже известна как двойная звезда, но совсем другого рода — как спектрально-двойная. Обнаружению спектральной двойственности не мешает ни расстояние, ни короткий период, наоборот, последний этому способствует (до известного предела), и единственное ограничение возникает со стороны видимого блеска звезды, когда он настолько мал, что получить спектр звезды с достаточной дисперсией невозможно.

Рис. 78. Схема изменения лучевых скоростей в системе спектрально-двойной звезды и периодического смещения спектральных линий (внизу). У главной звезды А. более массивной и более яркой, линии в спектре сильнее, а амплитуда колебаний меньше, так как меньше размеры абсолютной орбиты

Представим себе (рис. 78), что мы находимся в плоскости орбиты двойной системы. Каждая из компонент описывает свою орбиту вокруг центра массы системы и при этом то удаляется от земного наблюдателя, то приближается к нему. Вследствие эффекта Доплера — Физо спектральные линии в спектре каждой компоненты будут периодически отклоняться от нормального своего положения то в красную, то в фиолетовую сторону спектра. Период этих колебаний, очевидно, равен периоду обращения по орбите. В положениях I и III (в узлах) отклонения особенно велики, и так как у компонент А и В они противоположны, то линии в спектре будут раздвоены; в положениях II и IV (в соединениях) отклонения равны нулю, так как движения компонент происходят перпендикулярно к лучу зрения и линии вновь сливаются. Именно, наблюдение периодических раздвоений и слияний линий в спектре Мицара (С Б. Медведицы) привело к открытию таких двойных звезд.

Обнаружение визуально-двойной пары облегчено, когда плоскость орбиты перпендикулярна к лучу зрения, т. е. орбита «открыта» для наблюдателя и спутник всегда отделен от главной звезды. Наоборот, спектрально-двойную звезду легче всего обнаружить, когда наблюдатель находится в плоскости орбиты пары, так как тогда амплитуда колебаний лучевых скоростей и, следовательно, спектральных линий — наибольшая.

При изменении положения наблюдателя над плоскостью орбиты амплитуда будет убывать пропорционально , где i — угол между лучом зрения и нормалью к плоскости орбиты, называемый наклонением орбиты. Как бы ни была велика скорость движения компонент в орбите, если угол i мал, то открыть двойственность будет трудно и даже невозможно.

Впрочем, этот запрет не абсолютен. Если двойственность не проявляется в переменности лучевых скоростей, то она все же может быть установлена в тех случаях, когда в спектре звезды проявляются одновременно спектральные характеристики разных классов. Таких звезд со сложным спектром в дрэперовском (КПА 287) каталоге насчитывается свыше двухсот. У немногих из них найдены и изменения лучевой скорости. В большинстве других случаев переменные лучевые скорости не обнаруживаются либо из-за чрезвычайной медленности их изменений, либо из-за того, что их орбиты «открыты» по отношению к земному наблюдателю. Возможны и такие случаи, что сложный спектр показывают аномальные одиночные звезды. Поэтому такой спектр, так же как и переменная лучевая скорость, не является бесспорным доказательством двойственности звезды.

В случае сильного различия блеска компонент спектрально-двойной пары линии спутника будут в значительной степени или полностью замываться непрерывным спектром главной звезды, и тогда в спектре будут наблюдаться линии только главной компоненты. Двоения спектральных линий не будет, а будет лишь периодическое колебание их около среднего положения, тем менее значительное, чем больше масса главной звезды сравнительно с массой спутника. Лишь в очень редких случаях удается наблюдать линии обеих компонент, если их разность блеска .

Любая визуально-двойная звезда, если только наклонение i не слишком мало, может быть и спектрально-двойной. Только при больших периодах обращения орбитальные скорости компонент столь малы и столь мало отличны одна от другой, что спектрально установить орбитальные движения оказывается очень трудным. С другой стороны, спектрально-двойная звезда может стать визуально-двойной для достаточно близкого наблюдателя. Среди визуально-двойных короткого периода очень многие наблюдаются как спектрально-двойные. Кроме приведенного выше примера Капеллы, отметим, что в системе а Центавра на протяжении десятилетий была замечена изменяющаяся лучевая скорость компонент, у визуально-двойных с периодами обращения менее 10 лет, где орбитальные скорости велики, спектральные наблюдения очень часто и сравнительно быстро обнаруживают переменную лучевую скорость. Отсюда можно было бы прийти к выводу, что различие между визуально- и спектрально-двойными заклю чается только в методе обнаружения и наблюдения.