Это происходит потому, что пара либо образует двойную звезду (то есть двойную систему звёзд на взаимной орбите, гравитационно связанных друг с другом), либо представляет собой оптически-двойную звезду, то есть случайное нахождение двух звёзд на линии прямой видимости на разных расстояниях от наблюдателя[1][2]. Поэтому разделение и каталогизация двойных звёзд и оптически-двойных звёзд — очень важная задача в астрономии. Двойные звёзды важны для астрономов, так как знание их движений позволяет напрямую вычислять звёздную массу и другие звёздные параметры.
Единственный (возможно) случай оптически-двойной звезды, чьи два компонента видны невооружённым глазом — случай Мицара и Алькора (хотя на самом деле это система с несколькими звёздами), но точно не известно, являются ли Мицар и Алькор гравитационно связанными[3].
С начала 1780-х годов как профессиональные, так и любительские наблюдатели двойных звёзд измеряли расстояния и углы между двойными звёздами, чтобы определить относительные движения пар[4]. Если относительное движение пары определяет изогнутую дугу орбиты или если относительное движение мало по сравнению с общим собственным движением обеих звёзд, можно сделать вывод, что пара находится на взаимной орбите как двойная звезда. В противном случае пара является оптической[2]. Звёздные системы из нескольких звёзд также изучаются подобным же образом, хотя динамика множества звёзд более сложна, чем динамика двойных звёзд.
Ниже приведены три типа двойных звёзд:
оптически-двойные — не связанные гравитационно звёзды, которые просто расположены близко друг к другу благодаря случайному выравниванию для наблюдателя с Земли;
визуально-двойные — гравитационно связанные звёзды, которые видны отдельно друг от друга с помощью телескопа;
Усовершенствования в телескопостроении могут превратить ранее обычные звёзды в визуально-двойные, как это произошло с Полярной звездой A в 2006 году[5]. Собственно говоря, только наша неспособность телескопически наблюдать две отдельные звезды, разделяют оптически-двойные и двойные звёзды.
Несвязанные категории оптически-двойными звёзд и истинных двойных сведены воедино по историческим и практическим причинам. Когда Мицар оказался двойной, было довольно трудно определить, был ли он двойной звезда, двойной системой или только оптически-двойной звездой. Улучшенние в телескопостроение, спектроскопия[10] и фотография являются основными инструментами, используемыми для проведения различия между этими типами двойных. После того, как было определено, что Мицар является двойной звездой, его компоненты оказались спектрально-двойными звёздами[11].
Наблюдение за оптически-двойными
Астрономы ошибочно сообщили о наблюдениях двойной звезды вместо J 900 и слабой звезды в созвездии Близнецов[12]
Наблюдение за оптически-двойными звёздами с помощью визуального измерения приводит к разрешению или измерению углового расстояния между двумя составляющими звёздами на небе и измерению позиционного угла. Позиционный угол указывает угол между линией, соединяющей два светила и определяется как направление от более яркого компонента к более слабому, где север равен 0°[13]. При измерении двойных звёзд позиционный угол будет постепенно изменяться, и расстояние между двумя звёздами будет колебаться между максимальным и минимальным значениями. Запись результатов измерения на плоскости создаёт эллипс. Это видимая орбита является проекцией орбиты двух звёзд на небесную сферу и истинная орбита может быть вычислена из этой проекции[14]. Однако, большинство каталогизированных двойных звёзд являются оптически-двойными звёздами[15]: орбиты были вычислены только для нескольких тысяч из более чем 100 000 известных двойных звёзд[16][17].
Различие между двойными звёздами и оптически-двойными звёздами
Подтверждение оптически-двойной звезды как двойной звезды может быть достигнуто путём наблюдения относительного движения компонентов. Если движение является частью орбиты, или если звёзды имеют одинаковые радиальные скорости или разница в их собственных движениях мала по сравнению с их общим собственным движением, пара, вероятно, является гравитационно связанной. При наблюдении в течение короткого периода времени компоненты как оптически-двойных, так и долгопериодических двоичных звёзд будут казаться движущимися по прямым линиям и по этой причине может быть трудно различить эти два типа звёзд[18].
Обозначения
Некоторые яркие визуальные двойные звёзды имеют обозначения Байера. В этом случае компоненты могут быть обозначены надстрочными знаками. Примером этого является α Южного Креста (Акрукс), компоненты которого — α1 Южного Креста и α2 Южного Креста являются физически связанной парой звёзд. Верхние индексы также используются для различения более отдалённых, физически не связанных пар звёзд с одинаковым обозначением Байера, таких как α¹,α² Козерога, ξ¹,ξ² Центавра и ξ¹, ξ² Стрельца. Эти оптические пары разрешимы невооружённым глазом.
Помимо этих пар, компоненты двойной звезды обычно обозначаются буквами A (для более яркой, первичной звезды) и B (для более слабой, вторичной звезды), добавляемыми к обозначению любого рода двойной звезды. Например, компонентами α Большого Пса (Сириус) являются α Большого Пса A и α Большого Пса B (Сириус A и Сириус B); компоненты 44 Волопаса — 44 Волопаса A и 44 Волопаса B; компонентами ADS 16402 являются ADS 16402A и ADS 16402B; и так далее. Буквы AB могут использоваться вместе для обозначения пары. В случае нескольких звёзд, буквы C, D и так далее, могут использоваться для обозначения дополнительных компонентов, часто в порядке увеличения степени удалённости от самой яркой звезды — A[19] либо в порядке обнаружения того или иного компонента.
Обозначения оптически-двойная звёзд первооткрывателями[20]
Оптически-двойные звёзды также обозначаются сокращением, происходящим от имени их первооткрывателя, за которым следует номер по каталогу, уникальный для этого наблюдателя. Например, пара α Центавра AB была открыта отцом Ришо в 1689 году и поэтому обозначена как RHD 1[1][21]. В качестве других примеров можно привести Δ65, 65-я оптически-двойная звезда, открытая Дж. Данлопом, и Σ2451, 2451-я оптически-двойная звезда, открытая В. Я. Струве.
Вашингтонский каталог визуально-двойных звёзд, большая база данных оптически-двойных и кранных звёзд, содержит более 100 000 записей[16], каждая из которых содержит измерения позиционного угла и углового расстояния для разрешения двух компонентов. Каждая двойная звезда образует одну запись в каталоге; кратные звёзды с n компонентами будут представлены записями в каталоге для n − 1 пар, каждая из которых представляет собой одну запись одного компонента кратной звезды. Коды, такие как AC, используются для обозначения того, какие компоненты измеряются — в данном случае компонента C относительно компонента A. Также запись может быть изменена на следующую форму: AB-D, чтобы отделить компонент от близкой пары компонентов (в этом случае компонент D относительно пары AB). Коды, такие как Aa и Ab, могут также использоваться для обозначения компонента, который измеряется относительно другого компонента, в данном случае Aa[22]. Коды первооткрывателей также приведены в каталоге, однако, традиционные аббревиатуры первооткрывателей, такие как Δ и Σ, были приведены к единому виду и были записаны в строку, состоящую из прописных латинских букв и цифр, так что, например, Δ65 стал DUN 65, а Σ2451 стал STF 2451. Дополнительные примеры этого показаны в соседней таблице[20][23].