В центре нашей Солнечной системы находится одиночная звезда – Солнце, но многие звезды во Вселенной образуют тесные пары или даже являются членами сложных систем.
Двойные звезды встречаются удивительно часто, но не всегда они на самом деле таковы, какими кажутся. Некоторые из них действительно являются двойными, физически связанными системами, двойственность других иллюзорна и вызвана попросту эффектом проекции. Бели две звезды по отношению к земному наблюдателю оказываются расположенными практически в одном направлении, мы видим их на небе рядом, хотя между ними й нет действительной связи. Например, у Веги, яркой голубоватой звезды в созвездии Лиры, виден спутник 12-й звездной величины. Он расположен намного дальше, тем не менее земному наблюдателю кажется близким к Веге.

Физические двойные звезды и их структура

Первоначально считалось, что двойные звезды – это просто результат эффекта проекции. Настоящие физические пары были открыты только в 1793 г. У. Гершелем. В физической двойной системе оба компонента обращаются вокруг общего центра масс. У некоторых пар период обращения мал (в предельных случаях – менее 20 мин), а у других – велик.
Звезда γ Девы, расположенная на небе недалеко от Спики, состоит из двух совершенно одинаковых компонентов и имеет период обращения 180 лет. Угловое расстояние между ними сейчас меньше, чем было в начале века: компоненты как бы приближаются друг к другу. Обычно эта пара видна раздельно в любой небольшой телескоп, но к 2016 г., когда видимое расстояние между компонентами будет минимальным, двойственность γ Девы будет заметна только в гигантские телескопы.
Мицар и его спутник Алькор в созвездии Большой Медведицы – пример особенно легко различимой физической двойной. Это была первая двойная звезда, открытая с помощью телескопа. У нее, как и у α Центавра, два довольно различных компонента 2,4 и 3,9 звездной величины.
У некоторых пар, например у γ Овна, оба компонента имеют одинаковый спектральный класс, зато у других компоненты отличаются по цвету, что создает красивый контраст. У Антареса, очень яркой красной звезды в созвездии Скорпиона, имеется слабый зеленый (при наблюдениях в телескоп) спутник. Подобный спутник есть и у красного гиганта α Геркулеса. Но, по-видимому, лучший пример – β Лебедя, или Альбирео, у которой главный компонент – золотисто-желтый, а спутник – зеленовато-голубой.

Спектральные и затмениые двойные

Если угловое расстояние между компонентами невелико, двойная звезда кажется одиночной. Однако обращение двух компонентов вокруг общего центра можно заметить с помощью спектроскопа. Компоненты пары, составляющей Мицар, являются спектральными двойными системами.
Существуют системы, состоящие более чем из двух звезд. Например, α Центавра, самая близкая к нам из ярких звезд, состоит из двух весьма различных компонентов (их звездные величины 0,0 и 1,7) и имеет период обращения 80 лет. С ней тесно связана звезда Проксима Центавра; таким образом, а Центавра — тройная звезда. Хотя Проксима Центавра – ближайшая к Земле звезда, по блеску она намного слабее, чем α Центавра. Звезда Лиры, близ Веги, – пример широкой пары, каждый компонент которой в свою очередь является двойной звездой. Кастор в созвездии Близнецов – шестикратная система, четыре компонента которой – яркие звезды, а остальные два – слабые красные карлики. Кастор состоит из двух спектральных двойных и третьего, значительно более слабого, но тоже двойного компонента.
В ходе обращения двух звезд физической двойной системы один компонент может полностью или частично заходить за другой. Когда такое случается, земной наблюдатель видит ослабление блеска – звезда как бы «подмигивает», только медленно. Прототип таких затменных двойных – Алголь (β Персея), у которого затмения происходят каждые 2,87 суток, а блеск при этом ослабевает с 2,2 до 3,5 звездной величины. Минимальный блеск звезда сохраняет в течение 20 мин, а уменьшение (или увеличение) блеска длится 5 час. Известно много звезд типа Алголя. У β Лиры, расположенной близ Веги, компоненты находятся на близком расстоянии и меньше различаются между собой. При этом за полный период, равный 12,9 суток, наблюдаются два хорошо выраженных минимума. У некоторых затменных двойных периоды короткие, например, у δ Весов-всего 2,3 суток. У других периоды велики -972 сут у ζ Возничего, находящейся близ Капеллы, и даже 27 лет – у ɛ Возничего, расположенной в той же области неба.
Очевидно, между затменной и обычной двойной системой нет существенной разницы – все зависит от угла зрения, под которым мы их видим. Если бы Алголь наблюдался под другим углом зрения, затмение у него бы не наблюдалось и он выглядел бы как звезда постоянного блеска.

Значение физических двойных звезд

Прежде думали, что физические пары образуются в результате распада одиночных звезд, ставших неустойчивыми из-за очень быстрого вращения. Теперь, однако, считается более вероятным, что компоненты физических двойных звезд сформировались по отдельности, но одновременно и в одной и той же области пространства.
Изучение двойных звезд вносит существенный вклад в общую копилку астрономических знаний. Массу одиночной звезды измерить трудно, а наблюдения орбитальных движений компонентов двойной системы позволяют астрономам оценить ее общую массу. Еще более «информативны» затменные двойные; изучение их кривых блеска дает ценные сведения о диаметрах компонентов.