В наблюдательной астрономии двойная звезда или визуально двойная звезда — это пара звезд , которые кажутся расположенными близко друг к другу при наблюдении с Земли , особенно с помощью оптических телескопов .
Это происходит потому, что пара либо образует двойную звезду (т. е. двойную систему звезд на взаимной орбите , гравитационно связанных друг с другом), либо является оптически двойной , случайным выравниванием линии прямой видимости двух звезд на разных расстояниях от наблюдателя. [1] [2] Двойные звезды важны для звездных астрономов, поскольку знание их движений позволяет напрямую вычислять звездную массу и другие звездные параметры. Единственный (возможный) случай «двойной звезды», два компонента которой по отдельности видны невооруженным глазом, — это случай Мицара и Алькора (хотя на самом деле это система из нескольких звезд), но точно неизвестно, связаны ли Мицар и Алькор гравитационно. [3]
С начала 1780-х годов как профессиональные, так и любительские наблюдатели двойных звезд измеряли с помощью телескопа расстояния и углы между двойными звездами, чтобы определить относительные движения пар. [4] Если относительное движение пары определяет изогнутую дугу орбиты или если относительное движение мало по сравнению с общим собственным движением обеих звезд, можно сделать вывод, что пара находится на взаимной орбите как двойная звезда. В противном случае пара является оптической. [2] Множественные звезды также изучаются таким образом, хотя динамика множественных звездных систем более сложна, чем динамика двойных звезд.
Ниже приведены три типа парных звезд:
Усовершенствования телескопов могут преобразовать ранее невидимые двойные звезды в визуальные двойные, как это произошло с Полярной звездой А в 2006 году. [5] Только невозможность телескопически наблюдать две отдельные звезды отличает невидимые двойные звезды от визуальных.
Мицар в Большой Медведице был замечен как двойной Бенедетто Кастелли и Галилеем . [6] Вскоре последовало определение других двойных звезд: Роберт Гук открыл одну из первых двойных звездных систем, Гамму Овна , в 1664 году, [7] в то время как яркая южная звезда Акрукс в Южном Кресте была обнаружена как двойная Фонтене в 1685 году. [1] С тех пор поиски проводились тщательно, и все небо было обследовано на предмет двойных звезд вплоть до предельной видимой величины около 9,0. [8] Известно , что по крайней мере 1 из 18 звезд ярче 9,0 величины в северной половине неба являются двойными звездами, видимыми в 36-дюймовый (910 мм) телескоп . [9]
Несвязанные категории оптических двойных и истинно двойных звезд объединены по историческим и практическим причинам. Когда было обнаружено, что Мицар является двойной звездой, было довольно сложно определить, является ли двойная звезда двойной системой или только оптически двойной. Улучшенные телескопы, спектроскопия [10] и фотография являются основными инструментами, используемыми для проведения различия. После того, как было определено, что это визуально двойная звезда, было обнаружено, что компоненты Мицара сами являются спектроскопическими двойными. [11]
Наблюдение визуально-двойных звезд путем визуального измерения даст разделение или угловое расстояние между двумя компонентами звезд на небе и позиционный угол . Позиционный угол указывает направление, в котором звезды разделены, и определяется как направление от более яркого компонента к более слабому, где север равен 0°. [13] Эти измерения называются мерами . В мерах визуально-двойной звезды позиционный угол будет постепенно меняться, а разделение между двумя звездами будет колебаться между максимальным и минимальным значениями. Построение мер на плоскости даст эллипс. Это видимая орбита , проекция орбиты двух звезд на небесную сферу; истинная орбита может быть вычислена из нее. [14] Хотя ожидается, что большинство каталогизированных визуально-двойных звезд являются визуально-двойными, [15] орбиты были вычислены только для нескольких тысяч из более чем 100 000 известных визуально-двойных звезд. [16] [17]
Подтверждение того, что визуально-двойная звезда является двойной, может быть достигнуто путем наблюдения за относительным движением компонентов. Если движение является частью орбиты , или если звезды имеют схожие лучевые скорости , или разница в их собственных движениях мала по сравнению с их общим собственным движением, пара, вероятно, является физической. При наблюдении в течение короткого периода времени компоненты как оптических двойных, так и долгопериодических визуально-двойных будут казаться движущимися по прямым линиям; по этой причине может быть трудно различить эти две возможности. [18]
Некоторые яркие визуально-двойные звезды имеют обозначение Байера . В этом случае компоненты могут быть обозначены верхними индексами. Примером этого является α Crucis (Acrux), компонентами которой являются α 1 Crucis и α 2 Crucis. Поскольку α 1 Crucis является спектрально-двойной , на самом деле это кратная звезда. Верхние индексы также используются для различения более далеких, физически не связанных пар звезд с одинаковым обозначением Байера, таких как α 1,2 Capricorni , ξ 1,2 Centauri и ξ 1,2 Sagittarii . Эти оптические пары можно различить невооруженным глазом.
Помимо этих пар, компоненты двойной звезды обычно обозначаются буквами A (для более яркой, первичной , звезды) и B (для более слабой, вторичной , звезды), добавляемыми к обозначению, любого вида, двойной звезды. Например, компоненты α Canis Majoris (Сириус) — это α Canis Majoris A и α Canis Majoris B (Сириус A и Сириус B); компоненты 44 Boötis — это 44 Boötis A и 44 Boötis B; компоненты ADS 16402 — это ADS 16402A и ADS 16402B; и так далее. Буквы AB могут использоваться вместе для обозначения пары. В случае нескольких звезд буквы C, D и так далее могут использоваться для обозначения дополнительных компонентов, часто в порядке увеличения расстояния от самой яркой звезды A. [19]
Визуальные двойники также обозначаются аббревиатурой имени их первооткрывателя, за которой следует уникальный для этого наблюдателя каталожный номер. Например, пара α Centauri AB была открыта отцом Ришо в 1689 году, и поэтому обозначена как RHD 1 . [1] [21] Другие примеры включают Δ65, 65-ю двойную, открытую Джеймсом Данлопом , и Σ2451, открытую Ф. Г. В. Струве .
Каталог двойных звезд Вашингтона , большая база данных двойных и кратных звезд, содержит более 100 000 записей, [16] каждая из которых дает меры для разделения двух компонентов. Каждая двойная звезда образует одну запись в каталоге; кратные звезды с n компонентами будут представлены записями в каталоге для n −1 пар, каждая из которых дает разделение одного компонента кратной звезды от другого. Такие коды, как AC, используются для обозначения того, какие компоненты измеряются — в данном случае компонент C относительно компонента A. Это может быть изменено на форму, такую как AB-D, чтобы указать разделение компонента от близкой пары компонентов (в данном случае компонент D относительно пары AB.) Такие коды, как Aa, также могут использоваться для обозначения компонента, который измеряется относительно другого компонента, в данном случае A. [22] Также перечислены обозначения первооткрывателей; Однако традиционные сокращения первооткрывателей, такие как Δ и Σ, были закодированы в строку заглавных латинских букв, так что, например, Δ65 превратилось в DUN 65, а Σ2451 превратилось в STF 2451. Дополнительные примеры этого приведены в соседней таблице. [20] [23]
