Main menu:

Двойные звезды

Уильям Гершель (1738-1822) был талантливым композитором и музыкантом (играл на гобое), но в 35 лет, прочтяУильям Гершель случайно попавший ему в руки учебник астрономии, целиком посвятил себя этой науке. Несколькими годами позже у него возникла идея, как измерить звездный параллакс. Гершель заметил, что часто вблизи ярких звезд видны слабые звезды. Подобно Гюйгенсу и Ньютону, Гершель полагал, что все звезды имеют одинаковую светимость. В таком случае яркая звезда в тесной паре должна находиться гораздо ближе к нам, чем слабая, и, следовательно, иметь гораздо больший параллакс. Исходя из этих соображений, Гершель ожидал, что угловое расстояние между компонентами такой пары будет изменяться с периодом, в точности равным одному году, и если ему удастся обнаружить подобное изменение, то он сможет измерить параллакс яркой звезды.

За 1782-1784 гг. Гершель измерил угловое расстояние между компонентами примерно 700 двойных звезд. Затем он заново измерил те же расстояния и в нескольких случаях обнаружил изменения, однако ни одно из них нельзя было интерпретировать как параллактическое смещение. И только в 1803 г. Гершель понял, что обнаружил нечто более интересное, а именно орбитальное движение. Оказалось, что в большинстве исследованных двойных звезд их компоненты не удалены друг от друга на громадные расстояния и лишь случайно видны на небе неподалеку друг от друга; на самам деле они представляют собой связанные гравитационным взаимодействием пары звезд (так называемые физические пары), компоненты которых движутся вокруг общего центра масс в соответствии с законами Ньютона.

Открытие Гершеля имело несколько важных следствий. Прежде всего, оно впервые продемонстрировало, что ньютоновский закон тяготения справедлив и за пределами Солнечной системы. Стало также ясно, что Ньютон и Гюйгенс ошибались, полагая, что все звезды имеют ту же светимость, что и Солнце: оказалось, что яркий компонент пары может быть более чем в сто раз ярче своего компаньона. Наблюдения дали основание предположить (и впоследствии это предположение подтвердилось), что двойные звезды - широко распространенное явление. И наконец, самое главное: наблюдения двойных звезд позволили непосредственным образом определять массы звезд, опираясь на теорию Ньютона.

Используемый при этом метод на удивление прост и изящен. Рассмотрим две взаимодействующие массы М1 и М2 в системе отсчета, связанной с центром масс системы. Радиусы-векторы масс в этом случае удовлетворяют соотношение частицы в поле тяготения неподвижной точечной массы. Это означает, что и движение звезд подчиняется законам Кеплера. Из первых двух соотношений следует, что обе звезды движутся по эллипсам, в общем фокусе которых находится центр масс, а радиусы-векторы, проведенные из центра масс к каждой из звезд, описывают равные площади за равные интервалы времени. Относительная орбита (т.е. орбита первой звезды относительно второй или второй относительно первой) также представляет собой эллипс, а радиус-вектор, соединяющий звезды, описывает равные площади за равные интервалы времени. Орбитальный период во всех трех случаях, естественно, одинаков, и его величину нетрудно найти из третьего закона Кеплера в его более общей форме, полученной Ньютоном.

Чтобы перейти от непосредственно измеряемого углового расстояния между компонентами двойной звезды к линейному расстоянию, необходимо знать расстояние до двойной звезды. При этом нужно иметь в виду, что если плоскость орбиты звезд не перпендикулярна лучу зрения, то мы наблюдаем не истинную ее форму, а проекцию. Проекция эллипса на плоскость также является эллипсом, но его большая полуось, вообще говоря, меньше, чем у исходного эллипса. К счастью, наклон плоскости звездной орбиты приводит и к искажению другого рода: происходит смещение опорной звезды из фокуса эллипса. Например, если относительная орбита имеет форму окружности, то ее проекция представляет собой эллипс, в центре которого расположена опорная звезда. Измерив смещение звезды относительно фокуса, можно определить величину наклона плоскости звездной орбиты к лучу зрения и восстановить истинную форму относительной орбиты.