Введение

Визуальная двойная звезда — это гравитационно связанная двойная звёздная система, которую можно различить как две отдельные звезды. Периоды обращения этих звёзд, оцениваемые по третьему закону Кеплера, варьируются от нескольких лет до тысяч лет. Визуальная двойная система состоит из двух звёзд, как правило, разной яркости. Более яркую звезду называют первичной, а менее яркую — спутником. Если первичная звезда значительно ярче спутника, это может создавать блики, затрудняющие разделение компонентов. Однако систему можно разрешить, если наблюдения за более яркой звездой покажут её колебания вокруг общего центра масс. В общем случае, визуальную двойную звезду можно различить с помощью телескопа, если расстояние между центрами звёзд составляет не менее одной угловой секунды, но современные профессиональные телескопы, интерферометрия или космическое оборудование позволяют разделять звёзды на меньших расстояниях. При измерениях визуальной двойной системы необходимо указывать видимое угловое расстояние между звёздами в угловых секундах, а также позиционный угол — угол, измеренный по направлению на восток от севера в градусах, определяющий положение спутника относительно первичной звезды. Наблюдения, проводимые в течение определённого времени, позволяют увидеть кажущуюся орбиту визуальной двойной системы на небесной сфере. Изучение визуальных двойных звёзд позволяет определить важные характеристики звёзд: массы, плотности, температуры поверхности, светимости и скорости вращения.

Расстояние

Чтобы вычислить массы компонентов визуальной двойной системы, необходимо сначала определить расстояние до неё, поскольку, зная это расстояние, астрономы могут оценить период обращения и угловое расстояние между двумя звёздами. Тригонометрический параллакс предоставляет прямой метод для вычисления массы звезды. Этот метод неприменим к визуальным двойным системам, но он является основой для косвенного метода, называемого динамическим параллаксом.

Динамический параллакс

Этот метод используется исключительно для двойных систем. Масса двойной системы принимается равной двум массам Солнца. Затем применяются законы Кеплера, и определяется расстояние между звёздами. Как только это расстояние найдено, расстояние до системы можно определить по угловому размеру дуги, наблюдаемой на небе, что даёт предварительную оценку расстояния. На основе этого измерения и видимых звёздных величин обеих звёзд вычисляются их светимости, а затем, используя зависимость масса-светимость, определяются массы каждой звезды. Эти массы используются для повторного вычисления расстояния между звёздами, и процесс повторяется несколько раз, достигая точности до 5%. Более точные расчёты учитывают потерю массы звёздами с течением времени.

Законы Кеплера

Две звезды, вращающиеся друг вокруг друга, а также их общий центр масс должны подчиняться законам Кеплера. Это означает, что орбита является эллипсом, в одном из фокусов которого находится центр масс (первый закон Кеплера), а движение по орбите характеризуется тем, что радиус-вектор, соединяющий звезду с центром масс, заметает равные площади за равные промежутки времени (второй закон Кеплера). Движение по орбите также должно удовлетворять третьему закону Кеплера.

Спектровая классификация

В целом, существует три класса бинарных систем. Они могут быть определены, рассматривая цвета двух компонентов. "1. Системы, состоящие из красной или красноватой первичной звезды и синеватой вторичной звезды, обычно на одну или более звездную величину более слабые. 2. Системы, в которых различия в звездной величине и цвете невелики. 3. Системы, в которых более слабая звезда краснее другой."

Светимость двойных звезд класса 1 больше, чем у двойных звезд класса 3. Существует связь между разницей в цвете бинарных систем и их редуцированными собственными движениями. В 1921 году Фредерик К. Леонард из обсерватории Лик написал: "1. Спектр вторичного компонента карликовой звезды обычно краснее, чем спектр первичного компонента, в то время как спектр более слабой компоненты гигантской звезды обычно голубее, чем спектр более яркой. В обоих случаях абсолютная разница в спектральном классе, как правило, связана с различием между компонентами. 2. За некоторыми исключениями, спектры компонентов двойных звезд взаимосвязаны таким образом, что соответствуют конфигурации звезд на диаграмме Герцшпрунга — Рассела."

Интересный случай для визуальных двойных звезд возникает, когда один или оба компонента расположены выше или ниже Главной последовательности. Если звезда более светима, чем звезда Главной последовательности, она либо очень молода и, следовательно, сжимается под действием гравитации, либо находится на пост-главной стадии своей эволюции. Изучение двойных звезд полезно в этом отношении, поскольку, в отличие от одиночных звезд, можно определить, какая из этих причин имеет место. Если первичная звезда гравитационно сжимается, то ее компаньон будет находиться дальше от Главной последовательности, чем первичная звезда, поскольку более массивная звезда становится звездой Главной последовательности гораздо быстрее, чем менее массивная звезда.