В наблюдательной астрономии двойная звезда или визуальный двойник — это пара звезд , которые кажутся близко друг к другу, если смотреть 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 оптическим двойником , случайным совпадением по лучу зрения двух звезд, находящихся на разных расстояниях от наблюдателя. . [1] [2] Двойные звезды важны для звездных астрономов, поскольку знание их движений позволяет напрямую рассчитывать 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 многозвездная система), но достоверно неизвестно, являются ли Мицар и Алькор гравитационно связан. [3]
С начала 1780-х годов как профессиональные, так и любительские наблюдатели двойных звезд с помощью телескопов измеряли расстояния и углы между двойными звездами, чтобы определить относительное движение пар. [4] Если относительное движение пары определяет искривленную дугу орбиты или если относительное движение мало по сравнению с общим собственным движением обеих звезд, можно заключить, что пара находится на взаимной орбите как двойная звезда. . В противном случае пара является оптической. [2] Множественные звезды также изучаются таким способом, хотя динамика кратных звездных систем более сложна, чем динамика двойных звезд.
Ниже приведены три типа парных звезд:
Усовершенствования телескопов могут превратить ранее невизуальные двойные системы в визуальные, как это произошло с Полярной звездой А в 2006 году . [5] Только невозможность телескопически наблюдать две отдельные звезды отличает невизуальные и визуальные двойные системы.
Мицар в Большой Медведице был замечен Бенедетто Кастелли и Галилеем как двойной . [6] Вскоре последовало идентификация других двойников: Роберт Гук открыл одну из первых систем двойной звезды, Гамма Овна , в 1664 году, [7] а яркая южная звезда Акрукс в Южном Кресте была обнаружена как двойная Фонтенэ в 1685 году. [1] С тех пор поиски проводились тщательно, и все небо было исследовано на наличие двойных звезд вплоть до предельной видимой величины около 9,0. [8] Известно , что по крайней мере одна из 18 звезд ярче 9,0 звездной величины в северной половине неба является двойной звездой, видимой в 36-дюймовый (910 мм) телескоп . [9]
Несвязанные категории оптических двойников и истинных двойных систем объединены в одну группу по историческим и практическим причинам. Когда Мицар оказался двойной системой, было довольно сложно определить, является ли двойная звезда двойной системой или только оптическим двойником. Усовершенствованные телескопы, спектроскопия [10] и фотография являются основными инструментами, используемыми для различения. После того, как было установлено, что это визуальная двойная система, компоненты Мицара сами оказались спектрально-двойными. [11]
Наблюдение визуальных двойных звезд путем визуальных измерений позволит определить расстояние или угловое расстояние между двумя составляющими звездами на небе и угол положения . Угол положения определяет 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 визуальной двойной системы угол положения будет постепенно меняться, а расстояние между двумя звездами будет колебаться между максимальным и минимальным значениями. Если нанести меры на плоскость, получится эллипс. Это видимая орбита , проекция орбит двух звезд на небесную сферу; по нему можно вычислить истинную орбиту . [14] Хотя ожидается, что большинство каталогизированных визуальных двойников являются визуальными двойными звездами, [15] орбиты были вычислены только для нескольких тысяч из более чем 100 000 известных визуальных двойных звезд. [16] [17]
Подтверждение того, что визуальная двойная звезда является двойной звездой, может быть достигнуто путем наблюдения за относительным движением компонентов. Если движение является частью орбиты , или если звезды имеют одинаковые 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 двойников, так и длиннопериодических зрительных двойных систем будут казаться движущимися по прямым линиям; по этой причине может быть трудно различить эти две возможности. [18]
Некоторые яркие визуальные двойные звезды имеют обозначение Байера . В этом случае компоненты могут обозначаться верхними индексами. Примером этого является α Crucis (Acrux), компонентами которого являются α 1 Crucis и α 2 Crucis. Поскольку α 1 Crucis является спектрально-двойной звездой , на самом деле это кратная звезда. Верхние индексы также используются для различения более далеких, физически не связанных между собой пар звезд с одинаковым обозначением Байера, таких как α 1,2 Козерога , ξ 1,2 Центавра и ξ 1,2 Стрельца . Эти оптические пары различимы невооруженным глазом.
Помимо этих пар, компоненты двойной звезды обычно обозначаются буквами А (более яркая главная звезда) и В (более тусклая вторичная звезда), добавляемыми к какому-либо обозначению двойной звезды. звезда. Например, компонентами α Canis Majoris (Сириуса) являются α Canis Majoris A и α Canis Majoris B (Сириус A и Сириус B); компонентами 44 Boötis являются 44 Boötis A и 44 Boötis B; компонентами ADS 16402 являются ADS 16402A и ADS 16402B; и так далее. Буквы AB могут использоваться вместе для обозначения пары. В случае нескольких звезд буквы C, D и т. д. могут использоваться для обозначения дополнительных компонентов, часто в порядке увеличения расстояния от самой яркой звезды A. [19]
Визуальные двойники также обозначаются сокращением имени их первооткрывателя, за которым следует каталожный номер, уникальный для этого наблюдателя. Например, пара α Центавра AB была открыта отцом Ришо в 1689 году и поэтому получила обозначение RHD 1 . [1] [21] Другие примеры включают Δ65, 65-й двойник, открытый Джеймсом Данлопом , и Σ2451, открытый Ф.Г.В. Струве .
Вашингтонский каталог двойных звезд , большая база данных двойных и кратных звезд, содержит более 100 000 записей, [16] в каждой из которых даны меры 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 отделение одного компонента кратной звезды от другого. Такие коды, как AC, используются для обозначения измеряемых компонентов — в данном случае компонента C относительно компонента A. Его можно изменить на такую форму, как AB-D, чтобы указать на отделение 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 указаны обозначения первооткрывателей; однако традиционные сокращения первооткрывателей, такие как Δ и Σ, были закодированы в строку заглавных латинских букв, так что, например, Δ65 стало DUN 65, а Σ2451 стало STF 2451. Дополнительные примеры показаны в соседней таблице. [20] [23]
