Рис. 1. Положение спутника (В) относительно звезды (A) определяется координатами: расстоянием между компонентами двойной звезды и позиционным углом .

Относит. число известных двойных (и кратных) звезд неуклонно увеличивается; в настоящее время считают, что большая часть (возможно, больше 70%) звезд объединена в системы большей или меньшей кратности; из числа известных Д. з. около 1/3 оказываются тройными или звездами большей кратности. Известны шести- и семикратные звезды.

Большой интерес представляют Д. з., в состав к-рых входят физ. переменные звезды (напр., новые звезды), пульсары и, возможно, черные дыры, т.к. в этом случае удается оценить массы этих объектов.

При наблюдениях визуально-двойной звезды измеряют расстояние между компонентами и позиционный угол линии центров, иначе говоря, угол между направлением на северный полюс мира и направлением линии, соединяющей главную (более яркую) звезду с ее спутником (рис. 1). Многолетние наблюдения могут обнаружить криволинейность траектории относительного движения спутника и дать возможность оценить периоды обращения.

Рис. 2. Видимая и истинная орбита двойной звезды. П - периастр, П' - проекция периастра, А - апоастр. А' - проекция апоастра. Отмечены видимые () и истинные (r) максимальные и минимальные расстояния от центра масс системы.

Число открытых визуально-двойных звезд (включая широкие пары) превышает 60 тыс. Из них лишь 10 тыс. измерялись более или менее регулярно. У более 500 из них уже обнаружена кривизна пути, достаточная для того, чтобы пытаться определить форму относит. орбиты. Примерно для 150 Д. з. определены орбиты, т.е. по видимой траектории движения спутника вокруг главной звезды вычислены элементы истинной орбиты, указывающие форму и размеры орбиты, ее пространств. ориентацию. По этим данным можно предвычислить положения спутника на орбите (рис. 2). Лишь орбиты 80 Д. з. можно считать определенными достаточно надежно, чтобы по ним пытаться определить массы звезд - компонентов двойных. Применение третьего закона Кеплера к движению Д. з. с известными расстояниями до них дает возможность (почти единственную) определить массы звезд (см. Массы небесных тел).

Рис. 3. Схема периодического раздвоения и смещения спектральных линий бальмеровской серии (, и т.д.) звезды-спутника относительно тех же линий главной звезды в процессе орбитального движения (1, 2, 3, 4 - последовательные положения спутника и соответствующие им спектры, смещение линий спутника показано относительно линий главной звезды, принятых за неподвижные).

Изменения смещений или раздвоений спектр. линий спектрально-двойных звезд позволяют определить лучевую скорость, являющуюся проекцией орбитальной скорости на луч зрения (рис. 3). Кривые лучевых скоростей (рис. 4) - одного компонента или обоих, если спутник не слишком отличается по блеску от главной звезды и в спектре видны и могут быть измерены линии обоих компонентов, - дают возможность вычислить элементы истинной орбиты (яркого компонента вокруг общего центра масс, либо более слабого компонента вокруг яркого, помещаемого в фокус относит. орбиты, либо, наконец, каждого компонента относительно центра масс системы, рис. 5). Определенные периоды спектрально-двойных звезд заключены в пределах от 0,1084 сут ( Малой Медведицы) до 59,8 лет (визуально Д. з. Большой Медведицы). Подавляющее большинство спектрально-двойных звезд имеет периоды порядка неск. сут. Всего открыто более 3000 спектрально-двойных звезд, приблизительно для 1000 из них вычислены элементы орбит.

Кривая блеска затменной Д. з. показывает периодич. уменьшения блеска - одно или два за период и постоянный блеск между минимумами (у звезд типа Алголя) либо непрерывное его изменение (у звезд типа Лиры или W Большой Медведицы, в последнем случае минимумы почти одинаковой глубины, см. Переменные звезды). Число открытых затменных Д. з. превышает 5 тыс.

Рис. 4. Влияние формы и ориентации орбиты на форму кривой лучевой скорости: 1 - круговая орбита; 2 - эксцентриситет орбиты е=- 0,5, долгота периастра ; 3 - эксцентриситет орбиты е=0,5, ; а, б, с, d - положения звезды-спутника и соответствующие им значения лучевой скорости.

Анализ кривых блеска дает возможность определить не только элементы орбиты затменной Д. з., но и нек-рые характеристики самих компонентов (форму, размеры, выраженные либо в долях большой полуоси орбиты, либо в километрах, если дополнительно имеются измерения лучевых скоростей). Высокая точность совр. фотоэлектрич. измерений блеска в ряде случаев дает возможность выявить и учесть влияние на кривую блеска т.н. тонких эффектов, напр. потемнения к краю диска звезды, а также количественно выразить степень отклонения формы компонентов от шаровой для очень тесных двойных (типов Лиры и W Большой Медведицы). При заметной эксцентричности орбиты возможно обнаружение эффекта вращения линии апсид (т.е. линии, соединяющей периастр и апоастр, см. Элементы орбиты), что может быть связано с существованием третьего, еще не обнаруженного компонента системы, либо с заметным отличием формы звезд от шаровой вследствие приливной деформации близких компонентов. Если один из компонентов затменной Д. з. - горячая звезда главной последовательности, а другой - сверхгигант, обладающий протяженной атмосферой, то можно очень детально изучить строение и состав атмосферы сверхгиганта по изменениям в спектре затменной, когда сквозь атмосферу сверхгиганта во время затмения будет просвечивать горячая звезда. Линии поглощения будут изменяться по мере "погружения" горячей звезды в более плотные слои протяженной атмосферы сверхгиганта. Примерами таких пар явл. Возничего (период 27 лет, из к-рых затмение длится ок. 2 лет!) и Возничего (период 972 сут, затмение длится ок. 40 сут).

Рис. 5. Периодическое изменение лучевых скоростей двух компонентов спектрально-двойной звезды Орла (сплошная кривая - лучевая скорость главной звезды, штриховая - звезды -спутника).

Данные о массах компонентов Д. з. неоценимы для установления статистич. зависимости между абс. болометрической величиной звезды и ее массой (рис. 6) - зависимости, к-рая вытекает из совр. теории внутр. строения звезд и источников энергии звезд. Эта зависимость служит для определения масс одиночных звезд по их светимостям (иначе, по их абс. болометрическим звездным величинам M_бол).

Хотя до сих пор нет полной ясности в вопросе о происхождении двойных и кратных звезд, многочисл. исследованиями отвергнуты гипотеза деления в результате нарушения равновесия одиночной вращающейся звезды и гипотеза захвата одной звезды другою, теоретически возможного лишь вблизи третьей звезды, звездного скопления или массивного газово-пылевого облака. Наиболее вероятно одноврем. образование кратной системы в общем процессе образования звезд. Компоненты Д. з. (они имеют один и тот же возраст) представляют большой интерес для проверки теорий звездной эволюции (см. Эволюция звезд).

Рис. 6. Зависимость масса-абсолютная болометрическая звездная величина (-Mбол) по данным о спектрально-двойных (крестики) и визуально-двойных (точки) звездах. Три точки внизу, в стороне от остальных, - белые карлики - компоненты двойных. По оси абсцисс отложены в логарифмической шкале массы звезд, выраженные в единицах массы Солнца .

Лит.:
Курс астрофизики и звездной астрономии, т. 2, ч. 2, М.,1962, гл. 3-5; Методы астрономии, пер. с англ., М., 1967, гл. 21- 24; Бэттен А., Двойные и кратные звезды, пер. с англ.,М., 1976; Куто П., Наблюдения визуально-двойных звезд, пер. с франц., М., 1981.

(П.Г. Куликовский)