Большая Советская Энциклопедия (ДВ) | страница 77

где p — параллакс звезды, а — большая полуось орбиты в секундах дуги, Р — период обращения. Если из наблюдений можно определить также отношение масс компонентов, тогда можно вычислить массу каждого компонента отдельно. Для спектрально-двойных звёзд можно определить лишь величину

(_>1 + _>2 ) sin^>3i .

  Если в спектре видны линии обоих компонентов, можно определить также отношение масс. Совокупность всех определений масс компонентов Д. з. позволила обнаружить важную для астрономии зависимость между массами и светимостями звёзд (см. «Масса — светимость» диаграмма ); она получила теоретическое обоснование и теперь широко используется для определения масс одиночных звёзд по их светимостям. Специальные (очень трудоёмкие и тонкие) исследования собственных движений некоторых звёзд показали наличие вокруг них одного или нескольких планетоподобных тел с массами порядка массы планеты Юпитер. Это дало первые надёжные доказательства существования др. планетных систем, кроме солнечной.

  Двойственность (и вообще кратность) — весьма распространённое явление среди звёзд Галактики. Весьма вероятно, что кратных систем больше, чем одиночных звёзд. По крайней мере, в галактических окрестностях Солнца (где, можно полагать, почти все звёзды нам известны) из 30 звёзд 17 одиночных и 13 кратных (29 компонентов). По своим физическим характеристикам и кинематике Д. з. не отличаются от одиночных звёзд и, по-видимому, имеют одинаковое с ними происхождение. Предложено несколько различных гипотез происхождения Д. з.: деление одиночных звёзд при нарушении устойчивости в результате быстрого осевого вращения; захват одной звезды другой; совместное образование в недрах одной туманности. Весьма вероятно, что кратные звёзды образуются в звёздных ассоциациях. Теория происхождения Д. з. должна также объяснить ряд замеченных статистических закономерностей в соотношениях между различными физическими характеристиками Д. з. и элементами их орбит. Специальный интерес представляют собой двойные, в состав которых входят переменные звёзды. Д. з., как и звёздные скопления , являются подходящими объектами для проверки современных представлений об эволюции звёзд.

  Лит.: Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, М., 1965, гл. 3; Курс астрофизики и звёздной астрономии, под ред. А. А. Михайлова, т. 2, М., 1962, гл. 3—5; Струве О. и 3ебергс В., Астрономия 20 века, пер. с англ., М., 1968, гл. 14; Методы астрономии, под ред. В. Хилтнера, пер. с англ., М., 1967, гл. 22—24; Aitken R. G., Binary stars, 2ed., N.Y. — L., 1935.