ЭСБЕ/Двойная звезда
Двойная звезда. — Многие звезды, ничем не отличающиеся от прочих при рассматривании простыми глазами, в зрительные трубы оказываются двойными, тройными и многократными. Наиболее яркую звезду называют главною, а прочие спутницами. Вообще двойными принято считать звезды, отстоящие друг от друга не далее 30″. Различают оптические двойные звезды, находящиеся только приблизительно в одном направлении, но отделенные друг от друга громадными расстояниями, от физических двойных звезд, действительно близких и составляющих пары звезд, обращающихся одна около другой по законам всемирного тяготения. Отличить оптическую пару от физической возможно изучением их относительных движений: если составляющие пары двигаются независимо по прямым линиям, то это — оптическая пара, если же одна звезда обращается около другой — то физическая. Хотя из открытых по настоящее время около 10000 двойных и многократных звезд только для 800 доказано, что они связаны физически и составляют действительную пару, однако по теории вероятностей следует, что вообще огромное большинство двойных звезд суть физические, и если относительное их движение еще не обнаружено, то только потому, что само изучение двойных звезд началось сравнительно недавно (с конца XVIII в.), а относительное движение совершается весьма медленно и полный оборот одной около другой совершается в сотни и даже тысячи лет. Наблюдения двойных звезд производят обыкновенно рефракторами, к окуляру которых приделан особый микрометрический аппарат, которым измеряется расстояние между составляющими звездами и угол положения, т. е. угол, составленный линией, соединяющей обе звезды с направлением круга склонения, проходящего через главную. Такими наблюдениями особенно известны Гершели (отец в Англии и сын на мысе Доброй Надежды), В. Я. и О. В. Струве (в Юрьеве и Пулкове), Дос в Англии, барон Дембовский в Италии, проф. Глазенап в России и мн. др. В последнее время непосредственные измерения с успехом заменяются фотографированием на светочувствительных пластинках, вставленных в особую кассетку при окулярном конце трубы; расстояние и угол положения измеряются на негативе и точнее, и проще. Этот способ впервые употребил Бонд в Америке в 1851 г. Из расстояний и углов положения для нескольких отдаленных между собою времен выводят затем элементы движения пары, т. е. размеры и фигуру эллипса, описываемого спутницей около главной звезды, и положение плоскости орбиты относительно плоскости перспективы, на которую проектируется истинная орбита земному наблюдателю. Для вычисления орбит предложено несколько способов, из которых наиболее известен способ Джона Гершеля. В нижеследующей таблице приведены элементы некоторых двойных звезд:

</div>

<div class="innertext">
Весьма часто, особенно когда составляющие звезды различны по яркости, они окрашены в разные цвета. Замечательно, что, и пока еще неизвестно почему, цвет спутницы всегда принадлежит к более преломляющей части спектра, чем цвет главной; напр. красноватая или желтоватая звезда имеет спутницею зеленую или голубую. Лучшими примерами двойных звезд, хорошо видимых в малые зрительные трубы, служат γ Андромеды и β Лебедя. Замечательна также четверная звезда ε Лиры. Изучение двойных звезд не только обнаружило всеобщность закона всемирного тяготения, доказанного сперва лишь для тел солнечной системы, но еще дало возможность открывать новые звезды; именно, звезду-спутницу можно открыть по уклонениям собственного движения звезды от прямолинейного пути: неправильности в движении Сириуса побудили Бесселя вычислить положение и массу его спутницы, которая и была впоследствии открыта непосредственным наблюдением. Точно так же неправильности в движении Проциона заставляют считать его двойной звездой, но спутницу пока еще не открыли. Быть может, многие звезды имеют темных спутниц. Далее, изучение двойных звезд дает возможность вычислять их расстояния до Земли и массы, причем обнаружилось, что многие звезды имеют массы, превосходящие во много раз массу Солнца; так, масса Сириуса почти в 6 раз больше массы Солнца. Наконец, зная расстояние, массу и яркость звезд, можно вычислять их плотность. Эти любопытные результаты, в связи со сравнительной легкостью наблюдений, объясняют, почему в последнее время наблюдения Д. звезд получили большое распространение даже среди астрономов-любителей.

ЭСБЕ:Астрономия