Редактирование: Двойные звезды

:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/1942658 ''Тутуков А. В.'' ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ // Большая российская энциклопедия. Электронная версия (2016); 18.06.2021.]</ref>

ДВОЙНЫ́Е ЗВЁЗДЫ – две [[звезды]], связанные гравитацией в единую систему; компоненты этой системы обращаются вокруг общего центра масс по эллиптическим орбитам. Системы звёзд, имеющие несколько таких компонент, называются [[кратные звёзды|кратными звёздами]]. Периоды обращения известных двойных звезд составляют от нескольких минут до нескольких миллионов лет. Большинство достаточно полно исследованных звёзд обнаруживают присутствие по крайней мере одной гравитационно связанной с ними компоненты, то есть являются двойными или кратными звёздами. Ближайшая к нам звезда – альфа Центавра, а также ярчайшая звезда на небе – [[Сириус]] – являются двойными звездами. Близко расположенные на небе звёзды, не связанные силой гравитации в единую систему, называются оптическими пáрами.

Причиной широкого распространения двойных звезд является образование звёзд в результате коллапса протяжённых вращающихся межзвёздных газово-пылевых облаков. Вращение препятствует аккумуляции всего вещества исходных облаков компактными звёздами и вызывает деление этих облаков в процессе коллапса на две (или более) части – будущие компоненты двойных или кратных звёзд.

Исторически единое семейство двойных звезд делится на несколько групп, различающихся методикой обнаружения двойственности. Компоненты визуально-двойных звёзд разделяются в поле зрения телескопа. У спектрально-двойных звёзд обнаруживается периодическое изменение со временем положения спектральных линий одной или обеих компонент, отражающее в силу эффекта Доплера их орбитальное вращение. Затменно-двойные звёзды из-за орбитального движения компонент периодически полностью или частично затмевают друг друга, если Солнце оказалось близко к плоскости их орбиты. Особенное значение имеет изучение свойств тесных двойных звёзд, компоненты которых, расширяясь в ходе своей эволюции, активно взаимодействуют друг с другом, обмениваются веществом. К двойным звездам относят также астрометрические двойные звезды, обладающие тёмными спутниками, звёзды со сложными (составными) спектрами, широкие пары (пары звёзд с общим собственным движением).

Первооткрывателем двойных звезд считается У.[[Гершель]], проводивший в 1770–80-х гг. наблюдения двойных звезд при попытке измерить звёздные [[параллакс]]ы; при этом он использовал идею Г.[[ Галилей|Галилея]] о возможности определения параллакса более яркой компоненты оптической пары относительно слабой и поэтому, вероятно, более далёкой компоненты. В результате этих наблюдений Гершель обнаружил криволинейность движения спутников нескольких двойных звезд и оценил величину периодов орбитального движения для них. В 1803 У.Гершель опубликовал списки нескольких сотен двойных звезд. В.Я.[[Струве]] выполнил фундаментальные работы по обнаружению и измерению точных положений двойных и кратных звёзд; результаты его наблюдений опубликованы в трёх каталогах (1827, 1837, 1852). Дж.Гершель распространил изучение двойных звезд на [[Южное полушарие]] неба. Первая спектрально-двойная звезда была открыта в 1889 по периодическому раздвоению спектральных линий в её спектре вследствие эффекта Доплера. Этот метод оказался наиболее эффективен при исследовании тесных двойных звезд с орбитальными периодами менее нескольких лет. К началу 21 века известны основные параметры нескольких тысяч таких звёзд.

Исследование двойных звезд – самый надёжный источник сведений о массах, радиусах, структуре и эволюции звёзд. Тесные двойные звезды обнаружили большое разнообразие путей эволюции своих компонент, что позволило широко использовать предположение о двойственности для объяснения свойств многих «аномальных» классов наблюдаемых звёзд. Некоторые типы звёзд и явления их жизни оказались целиком обязанными факту их тесной двойственности. Наблюдение спектрально-двойных звёзд стало основным источником информации о структуре и эволюции одиночных и двойных звёзд. Активное взаимодействие компонент тесных двойных звезд в ходе их эволюции приводит к потере вещества из оболочек компонент и обнажению их ядер, что позволяет изучать поздние стадии эволюции звёзд различных масс ([[белые карлики]], [[нейтронные звёзды]] и [[чёрные дыры]]). 

== Литература статьи Новой астрологической энциклопедии ==

* ''Масевич А. Г., Тутуков А. В.'' Эволюция звезд: теория и наблюдения. М., 1988.

== Примечания ==
{{примечания}}
{{Астрология}}
[[Категория:Ревизия 2021.10.06]]
[[Категория:НАЭ]]
[[Категория:Астрология]]
[[Категория:Э]]