Двойные звезды в телескоп. Любительские наблюдения двойных звезд

Наблюдение двойных звезд - чрезвычайно интересное и увлекательное занятие, которому любители астрономии в последнее время уделяют незаслуженно мало внимания. Это особая, традиционная, область любительской наблюдательской практики, сочетающая в себе сразу несколько начал. Это и научное - желание изучить объект, продвинуть вперед наше знание о нем, и техническое - стремление усовершенствовать свой телескоп и после этого «выжать» из него максимум. Есть в этом занятии и спортивное начало - жажда достичь максимума своих возможностей, тренировка своих способностей, преодолевание возникающих при этом трудностей, а есть и эстетическое - просто рассматривать эти необычные, неземные, картины, а среди тысяч и тысяч двойных нет и двух одинаковых, и порой среди них встречаются настоящие шедевры природы, любоваться которыми можно бесконечно. Конечно, в последнее время, после вывода на орбиту сверхточных спутников, измеривших почти все яркие звезды небосвода и получившие беспрецедентную поточности информацию о двойных, научные измерения любителей потеряли актуальность, но все остальные мотивы ведь остались...

Кроме того, счастлив тот астроном, которому посчастливилось увлечься набл. двойных. Ему всегда есть, чем занять себя и свой телескоп в полнолуние, в ночи с дымкой и даже если он живет в центре города, всегда найдутся объекты, которые будут манить его, приглашая найти что-то новое для себя либо просто полюбоваться очереднойпрекрасной картинкой.

Время от времени двойные звезды, особенно тесные, набл. практически все астрономы-любители. Как правило, с целью тестирования оптики своих телескопов (а лучший тест, чем тесная двойная, найти сложно). Разумеется, полюбоваться известными парами, вроде Альбирео, - γ Лебедя, или - γ Андромеды, никто не откажется, но специально охотиться за красивыми, например, теми, в которых наблюдаются значительная разница в цвете - этим занимаются немногие, а жаль: это очень интересная и обещающая массу сюрпризов область. Разница в блеске, близкое расположение компонент могут вызывать усиление видимого цветового контраста, изменять оттенки компонент, или даже совсем менять их цвет. И даже наблюдение одной и той же пары в разные телескопы может значительно изменить привычную уже картину и готовит неожиданности.

Излишне напоминать, что при рассматривании и съемке двойных звезд нужно стремиться использовать телескоп максимального качества, т.к. наблюдения должны вестись с предельными увеличениями, такими как 1,50 и даже больше (апохроматы позволяют поднять увеличение и до 2 и даже 30). Разумеется, внимание окуляру должно быть не меньшим, чем к самому телескопу, стоит помнить давнюю истину: «Хороший телескоп с плохим окуляром - плохой телескоп».

На этом рисунке из «Larousse Encyclopedia of Astronomy » цвета звезд значительно усилены, больше, чем они представляются в телескопы. Тем не менее, контраст в визуальных парах порой бывает столь же впечатляющим, особенно при наблюдении в малые телескопы. Все звезды изображены примерно в одном масштабе, юг - вверху, восток - справа. Только ξ Волопаса, позиционный угол которой сейчас порядка 320°, заметно изменилось расположение звезд за почти 50 лет с момента публикации .

Хороший астрономический бинокль (под «хорошим» я имею в виду хорошо отрегулированный бинокль с просветленной оптикой) - отличный инструмент для наблюдения звездного неба. Легкий и компактный - он легко поместится в спортивную сумку. Его нетрудно взять с собой на дачу, в поход, просто на прогулку. А если к нему еще прилагается надежный штатив, то жизнь, можно сказать, удалась.

Основная ценность бинокля по сравнению с телескопом состоит в том, что бинокль дает широкое поле зрения . Некоторые объекты в телескоп толком не рассмотреть - они либо не помещаются целиком в окуляр, либо, занимая все поле зрения, теряют в эффектности. Это касается некоторых звездных скоплений, например, Гиад, Плеяд и скопления в созвездии Волосы Вероники. Длинные и тонкие хвосты комет нередко гораздо удобнее наблюдать в бинокль. Астеризмы и созвездия также лучше изучать в бинокль. Наконец, бинокль незаменим при наблюдениях Млечного Пути.

Многие любители астрономии относятся к биноклям снисходительно, предпочитая наблюдать в телескоп. Конечно, бинокль не сравнится с хорошим телескопом ни в мощности, ни в детальности изображения: в него не увидеть подробностей на дисках планет, да и слабые туманности лучше рассматривать в «апертуристый» Доб.

Но вот с миром звезд дело обстоит не так плохо! На небе есть сотни двойных и переменных звезд, доступных для наблюдения в бинокли. Некоторые из двойных выглядят потрясающе красиво на фоне звездных полей Млечного Пути. Опять-таки, красоту эту могут оценить только пользователи широкоугольных инструментов.

Для начала вот вам список 10 широких пар звезд, которые выглядят в бинокль просто невероятно красиво!

1. Альбирео

Альбирео (она же β Лебедя) не зря считается одной из самых популярных двойных звезд. Альбирео легко найти на небе - эта звезда отмечает в созвездии Лебедя голову птицы, ее компоненты разделяются даже в 30-мм бинокль, а цветовой контраст компонентов приводит в восторг даже бывалых наблюдателей. Даже на фотографиях, которые вообще-то не всегда способны адекватно передать цвет звезд, пара впечатляет. Что говорить о визуальных наблюдениях Альбирео!

Главный компонент системы имеет насыщенный желтый, почти оранжевый, цвет - Ричард Аллен, известный исследователь звездных имен, описал цвет этой звезды как «топазово-желтый». Ее блеск равен примерно 3 звездной величине. Голубовато-белый спутник блеском 5 m отстоит на 34″ от главной звезды. Из-за контраста голубая звездочка кажется гораздо более синего цвета, чем другие горячие звезды (включая Вегу) !

Зарисовка двойной звезды Альбирео, выполненная любителем астрономии Д. Пересом. Рисунок: Jeremy Perez

Особую красоту картине придают роскошные звездные поля Млечного Пути, которые служат фоном для этой пары. Наблюдать Альбирео можно летом и осенью по вечерам, а весной по утрам.

2. Альфа Гончих Псов

Альфа Гончих Псов , она же звезда, известная под именем Сердце Карла II, находится чуть пониже ручки ковша Большой Медведицы. Вы с легкостью найдете ее на небе практически в любое время года. Разве что в конце лета и в начале осени она находится уж очень низко над горизонтом. Компоненты в этой паре расположены в полтора раза ближе друг к другу, чем компоненты Альбирео, на расстоянии 20″. Цвет главной звезды - голубоватый, спутника - желтый.

3. Эпсилон Лиры

Знакомство с миром двойных звезд обладателю бинокля лучше всего начинать с широких пар. Сразу несколько таких пар находится в компактном и красивом созвездии Лиры. Вот одна из них: эпсилон Лиры . Это одна из самых известных двойных звезд на всем небе и, конечно, самая популярная двойная в созвездии Лиры - она неизменно упоминается во всех справочниках и путеводителях. Пара эта широкая - расстояние между компонентами составляет 208″ и отлично разделяется в бинокли (некоторые особо зоркие люди способны разделить ее и невооруженным глазом!). Прекрасный звездный фон и расположенная поблизости Вега делают эту звезду одной из тех достопримечательностей звездного неба, которую каждый любитель астрономии просто обязан увидеть в бинокль!

Звезда Эпсилон Лиры (в центре) и яркая Вега на фоне звезд Млечного Пути. Примерно такую картину увидят обладатели хорошего астрономического бинокля. Фото: Alan Dyer

Эпсилон Лиры известна как «двойная двойная» - в телескоп с апертурой свыше 70 мм каждый из компонентов легко делится еще на два. Таким образом, вы сможете вернуться к этой звезде еще раз - после того, как приобретете телескоп.

4. Дельта Лиры

Другая широкая двойная в созвездии Лиры - звезда, обозначаемая греческой буквой δ. Дельта Лиры отмечает собой левую верхнюю вершину параллелограмма, расположенного непосредственно под Вегой.

Главная звезда красного цвета имеет голубовато-белый спутник на удалении в 619″ или 10 угловых минут. Пара эта оптическая , то есть звезды физически не связаны друг с другом, а просто случайно спроецировались в одном направлении. Красоту этой паре придает окружение: яркие звезды Лиры во главе с сапфиром Веги способны украсить любую картину!

Наблюдать дельта Лиры, как и остальные упомянутые ниже двойные звезды созвездия Лиры можно весной по утрам, летом ночью, осенью по вечерам.

5. Дзета Лиры

А вот еще одна любопытная двойная в созвездии Лиры (как много интересного в этом крошечном созвездии!) - ζ Лиры. Дзета находится чуть пониже яркой Веги, образуя равнобедренный треугольник с ней и со звездой эпсилон Лиры.

Компоненты ζ Лиры разделены угловым расстоянием в 43,8″, поэтому их очень легко разделить в бинокль. Блеск звезд составляет 4,3 m и 5,6 m . У таких ярких компонентов цвет должен быть отчетливо заметен при наблюдении в бинокль или небольшой телескоп. Тем не менее, существуют разные мнения о том, какого цвета звезды в паре ζ Лиры. Часть авторов утверждает, что их цвет - бледно-желтый, другая - что белый. Но встречаются и такие описания: «золотисто-белый», «топазовый и зеленоватый», «зеленовато-белый и желтый».

А какого цвета компоненты ζ Лиры покажутся вам?

Двойная звезда Мицар (справа), Алькор (слева) и звезда Людовика (в центре) на зарисовке, сделанной по наблюдениям в 16-дюймовый телескоп. Источник: Источник: Iain P./CloudyNights.com

Возможно, начать стоило с этой пары звезд, ведь это самая известная двойная на всем ночном небе! Мицар и Алькор разделяет на небе целых 12 угловых минут; они прекрасно различимы по отдельности невооруженным глазом.

В мощный бинокль можно заметить, что Мицар сам по себе является двойной звездой. А между Мицаром и Алькором в бинокль видны еще несколько звезд, самая яркая из которых даже имеет собственное имя - Звезда Людовика. Все эти звезды, включая Звезду Людовика, являются звездами фона, прекрасно оттеняющими яркие белые компоненты Мицара и такой же белый Алькор.

7. Омикрон 1 Лебедя

На самом деле это не двойная, а тройная звезда - и все три компонента можно рассмотреть в бинокль! Находится ο¹ Лебедя к западу от Денеба, образуя с этой звездой и звездой ο² Лебедя небольшой равнобедренный треугольник.

Что поражает в этой системе - все три звезды видны достаточно широко, имеют разный блеск и разный цвет! Возможно, в небольшой 80-мм телескоп при 30 × система выглядит наиболее впечатляюще, однако и в бинокль есть, чем насладиться! Обратите внимание на цвета компонентов - оранжевый, белый и синий! Красоту картине добавляют роскошные звездные поля, ведь ο¹ Лебедя, находится в гуще Млечного Пути!

Омикрон1 Лебедя - яркая и легкодоступная для наблюдений в бинокль тройная звезда. Главный оранжевый компонент имеет поблизости два спутника - голубую (слева) и голубовато-белую (справа) звезды. Фото: Jerry Lodriguss

8. Йота Рака

Прекрасная двойная звезда, которая находится в непримечательном весеннем созвездии Рака. Ее трудно увидеть невооруженным глазом в городе из-за уличной засветки, зато в бинокль она видна отлично (на 8° повыше знаменитого рассеянного скопления Ясли).

Главная желтая звезда блеском 4 m - имеет голубоватый спутник 6,8 m на угловом расстоянии 30,7″. Благодаря цветовому контрасту пара смотрится очень красочно. А близость к скоплению Ясли поможет вам отождествить ι Рака на небе.

Зарисовка двойной звезды йота Рака. Рисунок: Jeremy Perez

Когда начинаешь задумываться, из каких глубин приходит свет звезд, испытываешь чувство восхищения. 330 лет идет свет от этой пары к Земле! Только представьте: главный компонент в этой паре, хотя и имеет такой же цвет, как Солнце, является звездой-гигантом. Будучи всего в 3,5 более массивной звездой, чем Солнце, ι Рака А в 21 раз превосходит наше дневное светило в поперечнике и испускает в 200 раз больше света! Менее массивный спутник еще не проэволюционировал - эта голубовато-белая звезда находится на Главной последовательности (как и Солнце). Звезды в системе ι Рака обращаются вокруг общего центра масс с периодом около 60000 лет.

9. Ню Дракона

В астеризме под названием Голова Дракона есть звезда ν, которую часто называют «глазами Дракона». Астеризм Голова Дракона находится, как нетрудно догадаться, в созвездии Дракона, над звездой Вега и представляет собой неправильный четырехугольник из звезд 2-й и 3-й зв. величины. ν Дракона - самая тусклая звезда в этом четырехугольнике. Наведите на нее свой бинокль!

Вы обнаружите, что звезда состоит из двух звезд одинакового блеска, разделенных расстоянием в 1 угловую минуту. Люди с очень острым зрением теоретически способны увидеть звезды по отдельности и невооруженным глазом, однако для этого нужно соблюсти несколько условий: прежде всего, выбраться далеко за город и наблюдать в очень темную и прозрачную ночь.

Компоненты ν Дракона похожи друг на друга как две капли воды - это белые звезды спектрального класса А. Пару разделяет по меньшей мере 1900 а. е., один оборот вокруг общего центра масс звезды делают примерно за 44000 лет.

10. Дельта Цефея

Немногие знают, что знаменитая переменная звезда дельта Цефея , ставшая прототипом целого класса переменных звезд-цефеид, имеет на небе оптический спутник. Бледно-голубая звездочка блеском 6,3 m находится в 41″ от главной звезды. Визуально пара напоминает Альбирео, хотя контраст между компонентами не такой сильный (δ Цефея имеет бледно-желтый цвет).

Дельта Цефея хороша тем, что на территории России и сопредельных стран ее можно наблюдать круглый год. Постарайтесь выкроить время и взглянуть на эту примечательную звезду. Обратите внимание на красивые звездные поля, которые окружают δ Цефея.

Конечно, этот небольшой список двойных звезд далеко не исчерпывает возможности вашего бинокля - как я уже сказал вначале статьи, даже в обычный 50-мм бинокль доступны для наблюдения сотни двойных и кратных звезд. Пройдитесь по этому списку, найдите описываемые звезды, рассмотрите их не торопясь. Возможно, вы по-настоящему проникнитесь красотой этих объектов. Тогда, возможно, данный список послужит отправной точкой для ваших будущих изысканий!

В таблице ниже суммирована общая информация о двойных звездах. Обозначения: m1 и m2 - звездная величина компонентов; ρ - угловое расстояние между компонентами; Угол - позиционный угол, отсчитываемый по отношению к направлению на север; далее указаны координаты и цвета звезд.

Звезда	m1	m2	ρ	Угол	α (2000)	δ (2000)	Цвет звезд
Альбирео	3,4	4,7	35"	54°	19h 31min	+27° 57"	оранжевый, голубой
α Гончих Псов	2,9	5,5	19,3"	229°	25 56	+38 19	голубоватый, желтый
ε Лиры	4,6	4,7	3,5"	182°	18 44	+39 40	белый
δ Лиры	4,3	5,6	10,3"	295°	18 54	+36 54	красный, голубовато-белый
ζ Лиры	4,3	5,6	44"	150°	18 45	+37 36	бледно-желтый, белый
	2,2	4,0	11,8"	70°	13 24	+54 55	белый
ο¹ Лебедя	3,8	4,8; 7,01	5,6"; 1,8"	-	20 14	+46 47	оранжевый, голубой, белый
ι Рака	4,0	6,6	30,6"	307°	08 47	+28 46	желтый, голубой
ν Дракона	4,9	4,9	63,4"	311°	17 32	+55 11	белый
δ Цефея	4,1	6,3	40,9"	191°	22 29	+58 25	желтовато-белый, голубовато-белый

Post Views: 4 391

Двойными звездами в астрономии называют такие пары звезд, которые заметным образом выделяются на небе среди окружающих звезд фона близостью своих видимых положений. В качестве оценок близости видимых положений принимают следующие границы угловых расстояний r между компонентами пары, зависящие от видимой звездной величины m.

Типы двойных звезд

Двойные звезды подразделяют в зависимости от способа их наблюдений на визуально-двойные, фотометрические двойные, спектрально-двойные и спекл-интерферометрические двойные звезды.

Визуально-двойные звезды. Визуально-двойные звезды представляют собой довольно широкие пары, уже хорошо различимые при наблюдениях с телескопом умеренных размеров. Наблюдения визуально-двойных звезд производятся либо визуально с помощью телескопов, снабженных микрометром, либо фотографически с помощью телескопов-астрографов. Типичными представителями визуально-двойных звезд могут служить звезды? Девы (r=1? -6? , период обращения P=140 лет) или хорошо известная любителям астрономии близкая к Солнцу звезда 61 Лебедя (r=10? -35? , P P=350 лет). К настоящему времени известно около 100000 визуально-двойных звезд.

Фотометрические двойные звезды. Фотометрические двойные звезды представляют собой очень тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких дней по орбитам, радиус которых сравним с размерами самих звезд. Плоскости орбит этих звезд и луч зрения наблюдателя практически совмещаются. Эти звезды обнаруживают по явлениям затмений, когда одна из компонент проходит впереди или сзади другой относительно наблюдателя. К настоящему времени известно более 500 фотометрических двойных звезд.

Спектрально-двойные звезды. Спектрально-двойные звезды, так же как и фотометрические двойные, представляют собой очень тесные пары, обращающиеся в плоскости, образующей с направлением луча зрения наблюдателя малый угол. Спектрально-двойные звезды, как правило, не удается разделить на компоненты даже при использовании телескопов с самыми большими диаметрами, однако принадлежность системы к этому типу двойных звезд легко обнаруживается при спектроскопических наблюдениях лучевых скоростей. Типичным представителем спектрально-двойных звезд может служить звезда? Большой Медведицы, у которой наблюдаются спектры обеих компонент, период колебаний 10 дней, амплитуда около 50 км/с.

Спекл-интерферометрические двойные звезды. Спекл-интерферометрические двойные звезды открыты сравнительно недавно, в 70-х годах нашего века, в результате использования современных больших телескопов для получения спекл-изображений некоторых ярких звезд. Пионерами спекл-интерферометрических наблюдений двойных звезд являются Э. Мак Алистер в США и Ю.Ю. Балега в России. К настоящему времени методами спекл-интерферометрии измерено несколько сотен двойных звезд с разрешением r ?,1.

Исследования двойных звезд

Долгое время считалось, что планетарные системы могут формироваться только вокруг единичных звезд, подобных Солнцу. Но в своей новой теоретической работе доктор Алан Босс (Alan Boss) из Отделения земного магнетизма (DTM) института Карнеги показал, что планеты могут быть и у множества других звезд - от пульсаров до белых карликов. В том числе и у двойных и даже тройных звездных систем, которые составляют две трети всех звездных систем в нашей Галактике. Обычно двойные звезды расположены на расстоянии 30 а.е. друг от друга - это приблизительно равно расстоянию от Солнца до планеты Нептун. В предыдущей теоретической работе д-р Босс высказывал предположение, что гравитационные силы между звездами-компаньонами будут препятствовать формированию планет вокруг каждой из них, сообщает Carnegie Institution. Однако охотники за планетами недавно обнаружили планеты-газовые гиганты, подобные Юпитеру, вокруг двойных звездных систем, что привело к пересмотру теории формирования планет у звездных систем.

01.06.2005 На конференции Американского астрономического общества астроном Тод Стромайер из Летно-космического центра им. Годдарда космического агентства NASA представил доклад о двойной звезде RX J0806.3+1527 (или сокращенно - J0806). Поведение этой пары звезд, которые относятся к классу белых карликов, явно указывает на то, что J0806 является одним из самых мощных источников гравитационных волн в нашей галактике Млечный Путь. Упомянутые звезды вращаются вокруг общего центра тяжести, причем расстояние между ними составляет всего лишь 80 тыс. км (это в пять раз меньше расстояния от Земли до Луны). Это самая маленькая орбита среди известных двойных звезд. Каждый из этих белых карликов по массе примерно вдвое легче Солнца, но по размерам они сходны с Землей. Скорость движения каждой звезды вокруг общего центра тяжести составляет более 1,5 млн. км/час. Причем, наблюдения показали, что яркость двойной звезды J0806 в оптическом и рентгеновском диапазоне длин волн меняется с периодом 321,5 секунды. Скорее всего, это и есть период орбитального вращения звезд, входящих в двойную систему, хотя нельзя исключать вероятность того, что упомянутая периодичность является следствием вращения вокруг собственной оси одного из белых карликов. Еще следует отметить, что каждый год период изменения яркости J0806 уменьшается на 1,2 мс.

Характерные приметы двойных звезд

Центавра состоит из двух звезд - a Центавра А и a Центавра В. а Центавра А имеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность. a Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине большей полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0 – 0,51). Период обращения – 78,8 года, большая полуось – 23,3 а. е., плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под углом 11, центр тяжести системы приближается к нам со скоростью 22 км/c , поперечная скорость 23 км/c, т.е. общая скорость направлена к нам под углом 45o и составляет 31 км/c. Сириус, как и a Центавра, тоже состоит из двух звезд – А и В, однако в отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K). Масса Сириуса А – 2,5Mсолнца, Сириуса В – 0,96Mсолнца. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же, как Земля. Между тем масса у него почти такая же, как и у Солнца. Следовательно, белый карлик имеет огромную плотность - около 10 59 0 кг/м 53 0.

> Двойные звезды

– особенности наблюдения: что это такое с фото и видео, обнаружение, классификация, кратные и переменные, как и где искать в Большой Медведице.

Звезды на небосклоне зачастую формируют скопления, которые могут быть густыми или, напротив, рассеянными. Но иногда между звездами возникают и более прочные связи. И тогда принято говорить о двойных системах или двойных звездах . Также их называют кратными. В таких системах звезды оказывают друг на друга непосредственное влияние и эволюционируют всегда вместе. Примеры таких звезд (даже с наличием переменных) можно найти буквально в самых известных созвездиях, например, Большой Медведице.

Открытие двойных звезд

Открытие двойных звезд стало одним из первых достижений, сделанных с помощью астрономического бинокля. Первой системой данного типа была пара Мицар в созвездии Большой Медведицы, которая была открыта астрономом из Италии Ричолли. Поскольку во Вселенной находится невероятное количество звезд, ученые решили, что Мицар не может быть единственной двойной системой. И их предположение оказалось полностью оправданным будущими наблюдениями.

В 1804 году Вильям Гершель, знаменитый астроном, который вел научные наблюдения в течение 24 лет, издал каталог с подробным описанием 700 двойных звезд. Но и тогда не было сведений о том, есть ли физическая связь между звездами в такой системе.

Маленький компонент "высасывает" газ из большой звезды

Некоторые ученые придерживались точки зрения о том, что двойные звезды зависят от общей звездной ассоциации. Их аргументом был неоднородный блеск составляющих пары. Поэтому складывалось впечатление, что их разделяет значительно расстояние. Для подтверждения или опровержения этой гипотезы потребовалось измерения параллактического смещения звезд. Эту миссию взял на себя Гершель и к своему удивлению выяснил следующее: траектория каждой звезды имеет сложную эллипсоидную форму, а не вид симметричных колебаний с периодом в полгода. На видео можно наблюдать эволюцию двойных звезд.

В данном видеоматериале представлена эволюция тесной двойной пары звезд:

Вы можете поменять субтитры, нажав на кнопку "cc".

Согласно физическим законам небесной механики два связанных гравитацией тела передвигаются по орбите эллиптической формы. Результаты исследования Гершеля стали доказательством предположения о том, что в двойных системах есть связь силы тяготения.

Классификация двойных звезд

Двойные звезды принято группировать на следующие виды: спектрально-двойственные, двойные фотометричные, визуально-двойные. Данная классификация позволяет составить представление о звездной классификации, однако не отражает внутреннюю структуру.

С помощью телескопа можно с легкостью определить двойственность визуально-двойных звезд. Сегодня существуют данные о 70 000 визуально-двойных звезд. При этом только 1% из них точно обладают собственной орбитой. Один орбитальный период может иметь продолжительность от нескольких десятилетий до нескольких веков. В свою очередь, выстраивание орбитального пути требует немалых усилий, терпения, точнейших расчетов и длительных наблюдений в условиях обсерватории.

Зачастую научное сообщество обладает информацией лишь о некоторых фрагментах передвижения по орбите, а недостающие участки пути они реконструируют дедуктивным методом. Не стоит забывать, что плоскость орбиты, возможно, наклонена относительно луча зрения. В данном случае видимая орбита серьезно отличается от реальной. Конечно, при высокой точности расчетов можно рассчитать и истинную орбиту двойных систем. Для этого применяются первый и второй законы Кеплера.

Мицар и Алькор. Мицар - двойная звезда. Справа - спутник Алькор. Между ними всего один световой год

Как только определяется истинная орбита, ученые могут вычислить угловое расстояние между двойными звездами, массу и их период вращения. Нередко для этого используется третий закон Кеплера, который помогает найти и сумму масс компонентов пары. Но для этого нужно знать расстояние между Землей и двойной звездой.

Двойные фотометрические звезды

О двойственной природе таких звезд можно узнать только по периодическим колебаниям из блеска. Во время своего движения звезды такого типа по очереди загораживают друг друга, поэтому их нередко называют затменно-двойными. Орбитальные плоскости данных звезд приближены к направлению луча зрения. Чем меньше площадь затмения, тем ниже блеск звезды. Изучив кривую блеска, исследователь может рассчитать угол наклона плоскости орбиты. При фиксации двух затмений на кривой блеска будут два минимума (снижения). Период, когда отмечаются 3 последовательных минимума на кривой блеска, называют орбитальным периодом.

Период двойных звезд продолжается от пары часов до нескольких суток, что делает его более коротким по отношению к периоду визуально-двойных звезд (оптические двойные звезды).

Спектрально-двойственные звезды

Через метод спектроскопии исследователи фиксируют процесс расщепления спектральных линий, которое происходит в результате эффекта Доплера. Если один компонент является слабой звездой, то в небе можно наблюдать лишь периодическое колебание позиций одиночных линий. Данный метод применяет только тогда, когда компоненты двойной системы находятся на минимальном расстоянии и их идентификация с помощью телескопа осложнена.

Двойные звезды, которые можно исследовать через эффект Доплера и спектроскоп, именуют спектрально-двойственными. Однако далеко не каждая двойная звезда носит спектральный характер. Оба компонента системы могут сближаться и отдаляться друг от друга в радиальном направлении.

Согласно результатам астрономических исследований, большая часть двойных звезд располагаются в галактике Млечный Путь. Соотношение одинарных и двойных звезд в процентах рассчитать крайне сложно. Действуя через вычитание, можно вычесть количество известных двойных звезд из общего числа звездного населения. В этом случае становится очевидным, что двойные звезды составляют меньшинство. Однако данный метод нельзя назвать очень точным. Астрономам известен термин «эффект отбора». Чтобы зафиксировать двойственность звезд, следует определить их главные характеристики. В этом пригодится специальное оборудование. В ряде случаев, зафиксировать двойные звезды крайне сложно. Так, визуально двойные звезды нередко не визуализируются при значительном расстоянии от астронома. Иногда невозможно определить угловое расстояние между звездами в паре. Для фиксации спектрально-двойственных или фотометрических звезд требуется тщательно измерить длины волн в спектральных линиях и собрать модуляции световых потоков. В этом случае блеск звезд должен быть достаточно сильным.

Всё это резко уменьшает количество звезд, пригодных для изучения.

Согласно теоретическим разработкам, доля двойных звезд в звездном населении варьируется от 30% до 70%.