Спеклинтерферометрические двойные звезды Спеклинтерферометрические двойные звезды открыты сравнительно недавно, в 70-х годах , в результате применения современных гигантских телескопов для получения спекл-изображений некоторых ярких звезд. Анализ этих изображений с помощью современной электронной техники позволяет довести разрешающую силу телескопа до естественного предела, который определяется размерами дифракционного изображения звезды, что составляет приблизительно 0,02" для телескопа с диаметром зеркала 6 м. Пионерами спеклинтерферометрических наблюдений двойных звезд являются Э. Мак Алистер в США и Ю.Ю. Балега в России. К настоящему времени методами спеклинтерферометрии измерено несколько сотен двойных звезд с разрешением r < 0,1".

Кратные звёзды

Кратными (по меньшей мере двойными) является большинство известных звёзд. Относительное число известных физических К.з. неуклонно увеличивается; в настоящее время считают, что больше половины звёзд (возможно, более 70%) объединены в системы большей или меньшей кратности; из числа известных кратных около 1/3 оказываются тройными или звёздами большей кратности. Известны шести- и семикратные звёзды. Кроме того, к физической кратности зачастую добавляется оптическая (когда две звезды, не образуя физической системы, просто находятся на одной линии видимости с Земли, т.е. образуют точнейшее соединение). Согласно Д.Куталёву, информационно значимой для астрологов кратность является тогда, когда два (или более) компонента звезды ярче 6.5m визуальной звёздной величины (т.е. потенциально видны невооружённым глазом). Как отмечает Куталёв, оптически кратная звёзда указывает на многоплановость проблем данной звезды, наложение более древней кармы на кажущиеся новыми проблемы. Физические Кратные звезды информируют о том, что реализация принципа звезды подразумевает одновременное участие в разноплановых программах, одновременную проработку кажущихся несвязанными принципов. Таким образом , в целом кратность звёзды затрудняет её проработку.

Основные заключения из исследования двойных звезд

В окрестностях Солнца (D < 20 парсек) более 3000 звезд, среди них около половины - двойные звезды всех типов, включая тесные спектральные и широкие визуальные. Есть все основания считать, что статистические закономерности, установленные с помощью двойных звезд в окрестностях Солнца, должны выполняться также и в Галактике в целом или в той ее части, где нет структурных особенностей. Важнейшие из этих данных следующие. а) Массы звезд не могут быть ни слишком большие (например, больше массы Солнца в 100 раз), ни слишком малые (например, 1/100 солнечной). б) Статистическая зависимость "масса - светимость", по-видимому, имеет общую значимость и может различаться только незначительно для звезд, принадлежащих разным типам звездного населения. в) Из а) и б), в частности, следует, что если обычные звезды сравнительно мало различаются по массе, то они же могут различаться по светимости в тысячу раз. г) Масса звезды в момент ее формирования является важнейшим параметром, определяющим ее последующую эволюцию.

Данные выводы, сформулированные на основе большого опыта изучений двойных звезд, могут рассматриваться как данные наблюдений и служить материалом для обобщений и развития теорий. Особенно ценны эти данные для создания теорий внутреннего строения звезд и теорий эволюции звезд. В этом и состоит главное значение наблюдений двойных звезд в астрономии.

Литература: