крыл 1.340 Д. в. и произвел много тысяч измерений.
Наименьшее расстояние было им принято в 5*. Далее Гауф (Hough) открыл 648, Иннес — 1.032, Си (See) — 500, Эспин (Espin) — 1.356, Джонкхир (Jonckheere) — 1.319, Айткен (Aitken) и Гессей (Hussey) на Ликской обсерватории предприняли общий обзор неба от полюса до — 22° склонения и открыли 4.300 новых Д. з.
Общая сводка данных о Д з. содержится в фундаментальной работе Бернгема («А General Catalogue of Double Stars within 121° of the North Pole») в двух томах. Первый содержит каталог 1.365 Д. з., второй — сводку измерений и дискуссию. После выхода этого каталога открыто еще несколько тысяч Д. з.
Все предыдущее относится к визуальным Д. з., т. е. к таким, которые наблюдаются в телескоп непосредственно глазом при большем или меньшем увеличении.
Близость составляющих, превосходящая разрешающую способность телескопа, ставит предел открытию подобных звезд. Развитие астроспектроскопии дало возможность сравнительно в недавнее время распространить открытия Д. з. на пары, составляющие к-рых неразличимы в отдельности ни в какой телескоп, но дают спектры с периодическим смещением линий в результате орбитального движения согласно принципу Доплера. Первая звезда этого рода, именно главная составляющая Д. з. £ Большой Медведицы, была открыта Э. Пикерингом в 1889. В дальнейшем на открытии этих звезд специализировалась гл. образом Ликская обсерватория в Америке. Так, третий каталог Кемпбела содержит 596 спектральных Д. з., из которых всеми европейскими обсерваториями открыто всего 27. Частный случай спектральных Д. з. представляют звезды типа Альголя. В этом случае Солнце находится приблизительно в плоскости орбиты Д. з., благодаря чему при каждом обращении происходит взаимное прикрытие составляющих и, как следствие, изменение их совокупной яркости, наблюдаемой с Земли.
Измерение Д. з. производится при помощи нитяного микрометра, привинченного к окулярному концу трубы.
Измеряется расстояние между составляющими в секундах дуги и угол р, к-рый линия, соединяющая обе звезды, образует с кругом склонения, проходящего через главную (более яркую) звезду. Этот «позиционный» угол считается от о.
J? сев. части круга склонения в направлении, обратном движе-, нию часовой стрелки (рис. 1).' При этом применяется наибольшее возможное увеличеРис. 1. ние. Хорошие результаты получаются и . при измерении фотографий двойных звезд, но этот способ имеет свои недостатки (отталкивание фотографических изображений — эффект Костинского ит. п.).
Определение орбиты Д. з. Измерения Д. з., производимые в различные эпохи, в совокупности определяют видимый эллипс, т. е. проекцию на небесную сферу истинной эллиптической орбиты составляющей. Точка внутри видимого эллипса, занятая главной звездой, представляет проекцию фокуса истинной орбиты. Центр орбиты своего положения очевидно не меняет. Следовательно прямая nSOA, проходящая через звезду и центр орбиты, представляет проекцию истинной большой оси. Точки п и А — наименьшего и наибольшего истинного расстояния между составляющими — называются периастр ием и апоастрием (рис. 2). Эксцентриситетистинной орбиты есть отношение — и легко находится Ах) из рассмотрения видимой орбиты на небесной сфере.
Истинная орбита лежит очевидно на эллиптическом цилиндре, проведенном перпендикулярно к небесной сфере через видимую орбиту как основание. Задача определения орбиты Д. з. сводится поэтому к нахождению такого положения ее плоскости, при котором сечение эллиптического цилиндра дает эллипс с центром О и фокусом S. Подобного рода соображения лежат в основе способа Ковальского, слегка видоизмененного Глазенапом.
Способ Ковальского — является чисто аналитическим. Помимо него сущеРис. 2. ствуют другие способы графического и полуграфического характера, как напр. способы Цвирса (Zwiers), З. елигера (Seeliger) и др.
Для определения положения спутника на его орбите для любого момента времени должны быть известны следующие элементы: эксцентриситет е и большая ось а, выражаемая в секундах дуги; позиционный угол линии узлов, т. е. линии пересечения орбиты с плоскостью, касательной к небесной сфере в точке, занимаемой звездой; угловое расстояние периастрия от узла со, считаемое в плоскости орбиты в направлении, обратном движению часовой стрелки; наклонность орбиты г к плоскости небесной сферы; период обращения спутника по орбите Р; наконец момент прохождения через периастрий т — всего 7 элементов. В случае, если одна составляющая не видна совсем, но обладает достаточной массой для того, чтобы изменять движение главной звезды, орбита последней определяется по отношению к общему центру тяжести системы. Орбиты спектральных Д. з. определяются на основании изменения радиальных скоростей, т. е. скоростей приближения и удаления звезды по отношению к Солнцу. Если возможно наблюдать спектры обеих составляющих, то легко определяется отношеm ние их масс —, а следовательно — и отношение больших осей их орбит. Если спектр ординарен, то возможно найти только значение величины: (m-f-mi) sin3г.
По самой сущности дела по одной только кривой радиальных скоростей невозможно определить орбиту полностью. Так, напр. можно найти только произведение a sin г, но не самые аигв отдельности. Наиболее известны способы Леман-Филе (Lehmann-Filhfes), Шварцшильда (Schwarzschild), Цургеллена (Zurhellen), Кинга (King), Ресселя (Russel). — В случае Д. з. типа Альголя возможно более полное решение задачи, т. к., кроме кривой изменения радиальных скоростей на всем протяжении — периода, имеется еще кривая изменения яркости. Проблема упрощается тем, что орбиты этих звезд почти в точности круговые. Здесь в дополнение к прежнему определяются радиусы обеих составляющих и находятся их средние плотности.
Способ подробно разработан Ресселем и применен Шепли (Shaply) к обработке многочисленного материала.
Массы двойных звезд. Если определено расстояние двойных звезд от Солнца в радиусах земной орбиты, то из третьего закона Кеплера можно будет найти сумму масс обеих составляющих соa"3 гласно формуле: m + (а" — выражено в секундах дуги), причем массы выражаются в единицах солнечной массы, если период обращения Р выражен в годах. В случае, если известна орбита каждой составляющей по отношению к общему центру тяжести, можно определить массы обеих звезд в отдельности. Это единственный прямой способ определения звездных масс.
Исследования этого рода показали, что массы звезд, вообще говоря, — одного порядка. — Современная теория лучистого равновесия звезд подводит теоретический базис под это заключение. Поэтому соотношение, данное выше, часто обращают и пользуются им для определения расстояния d, предполагая, что m + mx в среднем равняется удвоенной солнечной массе. При неточности расстояний звезд, получаемых
