ОТДЕЛ ВТОРОЙ

ИССЛЕДОВАНИЯ СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНЫХ И КРАТНЫХ ЗВЁЗД

Спектрально-двойными называются в настоящее время тесные двойные и кратные звёзды, расстояния компонентов у которых меньше того, которое может разрешить данный телескоп на данном уровне техники. Таким образом о двойственности или о кратности таких звёзд можно судить лишь по смещению линий в их общем спектре. При этом в квадратуре, т. е. когда звёзды расположены на прямой, перпендикулярной к лучу зрения, линии в спектре оказываются зачастую раздвоенными. Наоборот, в соединении, когда обе звезды расположены по лучу зрения, линии оказываются одиночными. Правда, это наблюдается только тогда, когда обе звезды имеют приблизительно одинаковые светимости. В том случае, когда вторая звезда оказывается слабее более чем на 0^m,7, в спектре удаётся рассмотреть лишь линии более яркого компонента. Это наблюдается в большинстве случаев (85 %). В таком случае о двойственности судят по переменной лучевой скорости яркого компонента.

Если период изменения лучевой скорости, т. е. смещения линии, очень велик, то о двойственности судят но сложному виду спектра (например, у 89 Водолея спектральные типы компонентов G0 и A2). Исторически в качестве первой спектрально-двойной звезды в 1889 г. был открыт Мицар (ζ Большой Медведицы), показывающий раздвоение линий. Он представляет собой двойную звезду с компонентами почти равной светимости, быстро обращающимися вокруг общего центра тяжести. Вскоре после открытия этой спектрально-двойной звезды была обнаружена двойственность Алголя (β Персея) и Спики (α Девы).

В последующем многие новые спектрально-двойные звёзды были открыты и исследованы А. А. Белопольским (например, α¹ Близнецов). В частности, в 1931 г. им было показано, что α Лиры (Вега) является спектрально-двойной звездой короткого периода. Этот результат был особенно важным, так как эта звезда в каталогах лучевых скоростей до того времени принималась за стандартную. Для многих звёзд А. А. Белопольский открыл наличие возмущений, которые в некоторых случаях были обязаны либо третьему телу, либо деформациям сферической формы звезды. Позднее много новых спектрально-двойных звёзд было открыто в Симеизской обсерватории Г. А. Шайном и В. А. Альбицким. В настоящее время известны некоторые спектрально-кратные звёзды, показывающие тройные линии в спектре.

Изучение спектрально-двойных звёзд А. А. Белопольским зачастую является примером научного предвидения, а также образцом тщательного и критического подхода к результатам измерений.

Эти работы обычно перегружены фактическим материалом из данных промеров на микроскоп-микрометре, что затрудняет их публикацию. Однако, ввиду того, что они являются наглядным примером исключительной аккуратности в научных исследованиях, некоторые из них мы привели в сборнике. В эту же часть сборника мы отнесли и наблюдения скоростей компонентов двойных звёзд тина γ Девы. В данном случае наблюдённые лучевые скорости дают возможность определить размеры орбиты, массы компонентов, наклонность орбиты, параллакс и т. д.

[1] В этой работе доказывается, что звезда α¹ Близнецов является спектрально-двойной, о чём было высказано подозрение ещё в 1894 г. Результаты измерения приведены в географических милях в секунду, а не в километрах в секунду, как принято в настоящее время. Подобные единицы измерения скоростей встречаются и в последующих работах А. А. Белопольского. Измерение спектрограмм α¹ Близнецов сделано сравнением со спектрограммами Солнца и для контроля со спектром звезды α Волопаса. В работе приведены фактические данные измерения (смещение линий в долях оборотов микрометра), которые показывают, с какой тщательностью была исследована эта звезда, прежде чем А. А. Белопольский доказал её двойственность. Об этом же говорят тщательные редукции и рассмотрение вопроса о скоростях, сильно отклоняющихся от кривой с найденным периодом в 2,91 дня. В конце работы графическим и численным способами определены элементы орбиты.

[2] Изучаются спектры компонентов двойной звезды γ Девы. Подобные исследования весьма важны, ибо дают возможность получить значение наклонности орбиты системы, массы компонентов (или сумму масс), параллакс и размеры орбиты, а также и действительное значение скорости движения центра тяжести системы. Звезда γ Δевы является наиболее подходящей для этой цели, так как яркости компонентов близки друг к другу, а расстояние их достаточно для уверенного спектрографирования каждого из компонентов. Как и в предыдущей работе, здесь приведены непосредственные результаты измерения.

Период этой звезды велик (180 лет), поэтому можно считать, что за время наблюдений лучевые скорости остаются постоянными. Путём использования приведённых значений скоростей и данных об орбите был получен параллакс γ Девы, сумма масс компонентов (ибо для определения масс скорости в узлах неизвестны) и другие параметры, практически совпадающие с более поздними определениями. Этот метод нахождения необходимых характеристик двойных звёзд является весьма эффективным. Но, к сожалению, он применим к двойным звёздам, находящимся на расстоянии не менее 3", ибо при наблюдении более тесных систем волнение земной атмосферы не позволяет уверенно определять скорости отдельных компонентов.

[3] Работа аналогична предыдущей. Сделано определение индивидуальных лучевых скоростей компонентов двойной звезды γ Льва и вычислены те же данные: параллакс, сумма масс и другие параметры. Это исследование приведено для того, чтобы вместе с предыдущим показать эффективность метода использования данных визуальных наблюдений двойных звёзд наряду со спектрографическими наблюдениями, которые впервые широко использовал А. А. Белопольский.

[4] Исследуя лучевые скорости звезды β Возничего, А. А. Белопольский заподозрил зависимость некоторых элементов орбиты от того, по какой области спектра они были получены. Этот результат можно было объяснить наличием космической дисперсии света (неодновременность наступления определённых моментов движения, полученных по различным длинам волн в спектре). П. Н. Лебедев но этому поводу сделал возражение, указав, что подобное явление должно было бы сопровождаться избирательным поглощением света в межзвёздном пространстве, наличие которого в то время ещё не было общепризнанно, несмотря на то, что на существование общего поглощения В. Я. Струве указал ещё в 1847 г.

П. Н. Лебедев приписывал наблюдённые А. А. Белопольским запаздывания одних лучей относительно других в системе β Возничего наличием смещения спектральных линий, вызванных явлениями, происходящими в самих звёздных атмосферах (в частности, эффектом давления). В приведённой статье А. А. Белопольского рассматривается именно этот дискуссионный вопрос. В дальнейшем оказалось, что оба автора были по-своему правы, так как: 1) спустя четыре года после указанной дискуссии избирательное поглощение света в межзвёздном пространстве действительно было обнаружено Г. А. Тиховым в Пулкове, и таким образом существование космической дисперсии света стало доказанным и 2) явление Тихова–Нордмана, фотометрическим способом подтверждающее наблюдения А. А. Белопольского, оказалось весьма различным (даже в смысле знака) у равноудалённых от Земли звёзд, так что связь наблюдаемого эффекта со звёздными атмосферами также оказалась вполне вероятной, что и было позднее доказано Э. Р. Мустелем (1936). В настоящее время можно считать, что обе упомянутые причины наблюдённого явления имеют место в природе одновременно (особенно, если учесть также и наличие межзвёздного газа). Однако, следует думать, что космическая дисперсия в общем весьма незначительна.