кубу ее массы. Т. к. главная звезда, имея первоначально большую массу, теряет ее вследствие лучеиспускания в гораздо большей пропорции, чем ее спутник, то в результате происходит довольно быстрое выравнивание масс обеих составляющих.
Происхождение Д. з. Вопрос о происхождении Д. з. еще не получил окончательного разрешения. Повидимому не подлежит сомнению, что если неоднородная газовая масса постепенно сокращается в результате лучеиспускания, то она увеличивает свою скорость вращения, принимает сплюснутую фигуру вращения, которая затем переходит в фигуру, подобную трехосному Визуальные Д. з.
Спектральные Д. з. эллипсоиду Якоби. Следующая стадия при дальнейшем 18 20 30 29 25 19 46 Число звезд . увеличении угловой скороПериод.... 2, 75 ДН. 7, 80 ДН. 23, 0 ДН. 55, 5 ДН. 31, 3 Л. 74, 4Л. 170 Л. сти — неустойчивая грушевидЭксцентриси0, 539 0, 514 0, 423 0, 324 0, 350 0, 047 0, 147 тет .......... ная фигура равновесия, после чего звезда разделяется Д. з. с коротким периодом имеют почти на две части. Приблизительная орбикруговые орбиты; с увеличением периода та спутника, происшедшего таким путем, эксцентриситет увеличивается. Все визу
должна быть круговая. В дальнейшем альные Д. з. имеют довольно значитель
сильные приливные воздействия между ные эксцентриситеты. В смысле распреде
обоими телами должны одновременно увеления Д. з. по спектральным типам статисти
личивать как период обращения, так и ка показывает, что короткий период обычно эксцентриситет. Постепенное уменьшение бывает связан с более ранними типами В, А массы, о котором говорилось выше, и (см. Звезды), сравнительно длинный период следовательно уменьшение силы взаимс более поздними типами F, К. В отноше
ного притяжения также ведут к увении наклонности орбит Д. з. исследования личению периода. Это хорошо объясняет Крейкена (Kreiken), Шайна и др. показали, происхождение спектральных Д. з., но что плоскости орбит обычно располагаются неприменимо к визуальным Д. з., составляющие которых отделены иногда огромными параллельно плоскости Млечного пути.
Физические свойства Д. з. не отличаются расстояниями и по целому ряду сообраот свойств звезд вообще. Они, как и все жений не могли произойти путем разделепрочие, разделяются на гигантов, отлича
ния одной и той же массы. Джинс, детальющихся большой абсолютной яркостью, ма
но занимавшийся этим вопросом, считает, лой плотностью и сравнительно большой что визуальные Д. з. произошли путем массой, и на карликов — очень уплотненные независимого сгущения материи в отдельзвезды с незначительной массой. Интересно ных центрах той же туманности. Согласно отметить, что составляющие Д. з. принад
Джинсу, распределение элементов орбит лежат, вообще говоря, к различным спек
Д. з. носит несомненные следы близких тральным типам. В гигантских системах прохождений около них звезд галактичеспутник принадлежит к более раннему ти
ской системы. Отклонение наблюдаемых элепу, в карликовых, напротив, — к более позд
ментов от тех, которые должны были бы нему. Чем больше отличаются между собой иметь место в случае достаточно большого массы составляющих, тем больше различие количества прохождений, позволяет произв их спектрах. Фогт, Айткен, Джинс и в вести приблизительную оценку возраста последнее время Шайн показали, что от
нашей звездной системы.
Лит.: Aitken R., The Binary Stars, London, ношение масс спутника и главной звезды, 1919; Jeans J., Astronomy and Cosmogony, L., р вное примерно 0, 1 для гигантов типа М, 1928; Campbell W. W., Stellar Motions, Oxв, Фесенков. постепенно увеличивается с увеличением ford, 1913. температуры звезды, т. е. в направлении к ДВОЙНЫЕ РЯДЫ, бесконечное количетипу В, для которого оно составляет при
ство чисел с двумя индексами и. ц (г и j мерно 0, 5, и продолжает увеличиваться с изменяются от 1 до бесконечности), соепереходом на ветвь карликов в направле
диненных знаками плюс: нии в данном случае падения температуры, + 1112 + ^13 + • • • т. е. от В к М. Для последнего типа* это + %21 + ^22 + ^23 ••• (1) отношение близко к 0, 9. Особенно хорошо “Ь ^г1 “Ь %п2 + ... эта зависимость видна на визуальных Д. з.
Частичная сумма Д. р. определяется как и звездах типа Альдоля. Спектральные Д. з. конечная сумма: обнаруживают ее в менее резкой степени. т п Эта замечательная особенность может быть объяснена на основании предположения, что Ь=1—1-1 звезды постепенно уменьшают свои массы вследствие лучеиспускания, как это вообще Если существует предел 8т>п, когда т и п принимается в настоящее время по ряду стремятся к бесконечности,’то этот предел др. соображений. Излучение звезды проис
8 называется суммой Д. р., а самый ряд ходит приблизительно пропорционально называется сходящимся. Таким образом
обычным тригонометрическим путем, это служит важным подспорьем для исследования строения вселенной.
Свойства орбит Д. з. Вследствие того, что периоды Д. з. б. ч. очень велики, только в немногих случаях оказывается возможным вычислять их орбиты. Поэтому до наст, времени известно не более 300 орбит визуальных и спектроскопических Д. з. Сопоставление их элементов показывает поразительную зависимость между периодом обращения и эксцентриситетом.
Характерна следующая табличка, данная Айткеном:
