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<0?,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.