МОУ середньої школи № 1

Тема: Подвійні та кратні зірки

Виконав: Волков Арсентій

Перевірив: Кожевнікова Т.М.

м. Чебаркуль

Зміст

Зміст 2
Подвійні зірки 3
Відкриття подвійних зірок 3
Вимірювання параметрів подвійних зірок. 4
Теплі подвійні зірки 5
Рентгенівські подвійні зірки 6
Спектрально подвійні ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 6
Візуально-подвійні ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .. ... ... .... 7
Фотометричні подвійні зірки ... ... ... ... ... ... ... ... ... .... 8
Спеклінтерферометріческіе подвійні зірки ... ... ... ... ... .. 8
Кратні зірки ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .. 9
Основні висновки з дослідження подвійних зірок ... ... 9
Список використаної літератури ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .. 10

Галактики

Подвійні зірки - це два (іноді зустрічається три і більше) зірки,обертаються навколо спільного центру тяжіння (див. Малюнок). Існують різніподвійні зірки: бувають дві схожі зірки в парі, а бувають різні (якправило, це червоний гігант та білий карлик). Але, незалежно від їхтипу, ці зірки найбільш добре піддаються вивченню: для них, на відміну відзвичайних зірок, аналізуючи їхню взаємодію можна з'ясувати майже всіпараметри, включаючи масу, форму орбіт і навіть приблизно з'ясуватихарактеристики близько розташованих до них зірок. Як правило, ці зіркимають дещо витягнуту форму внаслідок взаємного тяжіння. Багатотаких зірок відкрив і вивчив на початку нашого століття російський астроном С. Н.
Блажко. Приблизно половина всіх зірок нашої Галактики належить до подвійнихсистемам, так що подвійні зірки, що обертаються по орбітах один навколоіншої, явище дуже поширене.

Приналежність до подвійної системи дуже сильно впливає на все життязірки, особливо коли напарники перебувають близько один до одного. Потокиречовини, кидаються від однієї зірки на іншу, призводять додраматичним спалахів, таким, як вибухи нових і наднових зірок.

Галактики утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зіркиподвійної системи обертаються по еліптичних орбітах навколо деякої точки,що лежить між ними і званої центром гравітації цих зірок. Це можнауявити собі як точки опори, якщо уявити зірки сидять надитячих гойдалках: кожна на своєму кінці дошки, покладеної на колоду. Чимдалі зірки один від одного, тим довше тривають їхні шляхи по орбітах.
Більшість подвійних зірок (або просто - подвійних) дуже близькі один доодному, щоб їх можна було розрізнити окремо навіть у найпотужнішітелескопи. Якщо відстань між партнерами досить велика, орбітальнийперіод може вимірюватися роками, а іноді цілим століттям або навіть більше.
Подвійні зірки, які можливо побачити окремо, називають видимимиподвійними.

Відкриття подвійних зірок

Як правило, подвійні зірки на небі виявляються візуально (перший іних була відкрита ще древніми арабами) щодо зміни видимого блиску (тутнебезпечно переплутати їх з цефеїд) і близького знаходження один до одного.
Іноді буває, що дві зірки випадково видно поруч, а насправдізнаходяться на значній відстані і не мають загального центру ваги (тобтооптично подвійні зірки), однак, це зустрічається досить рідко.

Неозброєним оком поблизу Міцар (середньої зірки в ручці Великий
Ведмедиці) видна слабша зірка - Алькор. Mag/відстань між
Міцар і Алькор близько 12 ', а лінійне відстань між цими зіркамиприблизно 1,7 • 104 а. е. Це приклад оптичної подвійної зірки: Міцар і
Алькор поруч проектуються на небесну сферу, тобто, видно в одномунапрямі, але фізично між собою не пов'язані. Якщо припустити, що
Міцар і Алькор рухаються навколо спільного центру мас, то період обертаннястановив би близько 2 • 106 років! Звичайно ж зірки, пов'язані силами тяжіння
(компоненти подвійної системи) утворюють більш тісні пари, а періодизвернення їх компонентів не перевищують сотень років, а іноді буваютьзначно менше.

Також, коли одна з зірок не видно, можна визначити що зіркаподвійна по траєкторії: траєкторія видимої зірки буде не пряма, азвивиста; причому за характеристиками цієї траєкторії можна обчислитидругу зірку, як, наприклад, це було у випадку з Сиріусом.

Якщо якась зірка на небі здійснює регулярні коливання, цеозначає, що у неї є невидимий партнер. Тоді кажуть, що цеастрометричні подвійна зірка, виявлена за допомогою вимірів їїположення. Спектроскопічні подвійні зірки виявляють щодо змін таособливим характеристикам їх спектрів, спектр звичайної зірки, на зразок
Сонця, подібний до безперервної радуге, пересіченій численними вузькиминелямі - так званими лініями поглинання. Точні кольору, на якихрозташовані ці лінії, змінюються, якщо зірка рухається до нас або від нас.
Це явище називається ефектом Допплера. Коли зірки подвійної системирухаються по своїх орбітах, вони поперемінно то наближаються до нас, товидаляються. У результаті лінії їх спектрів переміщуються на певній ділянцівеселки. Такі рухомі лінії спектра говорять про те, що зірка подвійна.
Якщо обидва учасники подвійної системи мають приблизно однаковий блиск, вспектрі можна побачити два набори ліній. Якщо одна з зірок набагато яскравішеінший, її світло буде домінувати, але регулярне зсув спектральнихліній все одно видасть її справжню подвійну природу. В якості прикладу розглянемо зірку?
Близнюків (Кастор). Відстань між компонентами (A і B) цієї системиприблизно дорівнює 100 а. е., а період обертання - близько 600 років. Зірки A і B
Кастора в свою чергу теж подвійні, але їх подвійність неможливовиявити при візуальних фотографічних спостереженнях, тому щокомпоненти знаходяться на відстані всього лише кількох сотих частокастрономічних одиниць (відповідно малі і періоди обертання).
Двоїстість таких тісних пар виявляється лише в результаті дослідженняїх спектрів, в яких спостерігається періодичне роздвоєння спектральнихліній. Ефект Доплера дозволяє пояснити роздвоєння ліній тим, що мибачимо сумарний спектр, що виходить від накладення спектрів зірок, якірухаються в різних напрямках (один з них віддаляється від нас, а іншанаближається).

Нерідко подвійність тісних пар зірок можна виявити, вивчаючиперіодичні зміни їх блиску. Якщо напрямок від спостерігача на центрмас подвійної зірки проходить поблизу площини орбіти, то спостерігач бачитьзатемнення, при яких одна зірка на час затуляє іншу. Такі зіркиназиваються затемненим подвійними або затемненим змінними.

За багаторазовим спостереженнями затемнень змінної зірки можнапобудувати криву блиску. Якщо порівняти зоряні величини в мінімумі імаксимумі блиску. Вимірявши проміжок часу між двома послідовнимимаксимумами (або мінімумами), знайдемо період зміни блиску.

Вимірювання швидкостей зірок подвійної системи і застосування законутяжіння являють собою важливий метод визначення мас зірок. Вивченняподвійних зірок - це єдиний прямий спосіб обчислення зоряних мас.
Тим не менш, в кожному конкретному випадку не так просто отримати точнийвідповідь.

Вимірювання параметрів подвійних зірок.

Якщо припустити, що закон всесвітнього тяжіння постійний в будь-якийчастини нашої галактики, то, можливо, виміряти масу подвійних зірок виходячи ззаконів Кеплера. За III законом Кеплера: ((m1 + m2) P2)/((Mсолнца +mЗемлі) T2) = A3/a3, де m1 і m2 - маси зірок, P - їх період обертання, T --один рік, A - велика піввісь орбіти супутника щодо головної зірки,a - відстань від Землі до Сонця. З цього рівняння можна знайти сумумас подвійної зірки, тобто масу системи. Масу кожної із зірок поокремо можна знайти, знаючи відстані кожної з зірок від їх загальноїцентру мас (x1, x2). Тоді x1/x2 = m2/m1.Ісследуя маси різних зірок, булоз'ясовано, що їх розбіжність не дуже великий: від 40 мас Сонця до 1/4 маси
Сонця.
Інші параметри подвійних зірок (температура, яскравість, світність ...)досліджуються так само, як і в звичайних.

Теплі подвійні зірки

У системі близько розташованих подвійних зірок взаємні сили тяжінняпрагнуть розтягнути кожну з них, надати їй форму груші. Якщо тяжіннядосить сильно, наступає критичний момент, коли речовина починаєвитікати з однієї зірки і падати на іншу. Навколо цих двох зірок єдеяка область у формі тривимірної вісімки, поверхня якоїявляє собою критичну межу. Ці два грушоподібні фігури,кожна навколо своєї зірки, називаються порожнинами Роша. Якщо одна з зіроквиростає настільки, що заповнює свою порожнину Роша, то речовина з неїспрямовується на іншу зірку в тій точці, де порожнини стикаються. Частозоряний матеріал не опускається прямо на зірку, а спочатку закручуєтьсявихором, утворюючи так званий аккреційному диску. Якщо обидві зірки настількирозширилися, що заповнили свої порожнини Роша, то виникає контактнаподвійна зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається в кулюнавколо двох зоряних ядер. Оскільки в кінцевому рахунку всі зірки розбухають,перетворюючись на гіганти, а багато зірок є подвійними, товзаємодіючі подвійні системи - явище нерідке. Зірка переливаєтьсячерез край

Одним з вражаючих результатів перенесення маси в подвійних зіркахє так звана спалах нової.

Одна зірка розширюється так, що заповнює свою порожнину Роша; цеозначає роздування зовнішніх шарів зірки до того моменту, коли їїматеріал почне захоплюватися іншою зіркою, підкоряючись її тяжіння. Цядруга зірка - білий карлик. Раптово блиск збільшується приблизно надесять зоряних величин - спалахує нова. Відбувається не що інше, якгігантський викид енергії за дуже короткий час, потужний ядерний вибух наповерхні білого карлика. Коли матеріал з роздутий зіркиспрямовується до карлику, тиск у спадають потоці матерії різкозростає, а температура під новим шаром збільшується до мільйонаградусів. Спостерігалися випадки, коли через десятки або сотні років спалахунових повторювалися. Інші вибухи спостерігалися лише одного разу, але вони можутьповторитися через тисячі років. На зірках іншого типу відбуваються меншедраматичні спалаху - карликові нові, - що повторюються через дні імісяці.

Коли ядерне паливо зірки виявляється витраченим і в їїглибинах припиняється вироблення енергії, зірка починає стискатися доцентру. Сила тяжіння, спрямована всередину, більше не врівноважуєтьсявиштовхуючі силою гарячого газу.

Подальший розвиток подій залежить від масу стискає матеріалу.
Якщо ця маса не перевершує сонячну більш ніж в 1,4 рази, зіркастабілізується, стаючи білим карликом. Катастрофічного стиснення невідбувається завдяки основному властивості електронів. Існує такаступінь стиснення, при якій вони починають відштовхуватися, хоча ніякогоджерела теплової енергії вже немає. Щоправда, це відбувається лише тоді,коли електрони і атомні ядра стиснуті неймовірно сильно, утворюючи надзвичайнощільну матерію.

Білий карлик з масою Сонця за обсягом приблизно дорівнює Землі.
Усього лише чашка речовини білого карлика важила б на Землі сотню тонн.
Цікаво, що чим масивніший білі карлики, тим менше їх обсяг. Щоявляє собою нутро білого карлика, уявити дуже важко.
Швидше за все, це щось подібне до єдиного гігантського кристала, якийпоступово охолоджується, стаючи все більш тьмяним і червоним. Удійсності, хоча астрономи білими карликами називають цілу групузірок, лише найгарячіші з них, з температурою поверхні близько 10 000
З, насправді білі. В кінцевому результаті кожен білий карлик перетвориться натемна куля радіоактивного попелу - мертві останки зірки. Білі карликинастільки малі, що навіть найбільш гарячі з них випускають зовсім небагатосвітла, і виявити їх буває нелегко. Тим не менше, кількість відомихбілих карликів зараз обчислюється сотнями; за оцінками астрономів не меншедесятої частини усіх зірок Галактики - білі карлики. Сіріус, найяскравішазірка нашого неба, є членом подвійної системи, і його напарник - білийкарлик під назвою Сіріус В.

Рентгенівські подвійні зірки

У Галактиці знайдено, принаймні, 100 потужних джерелрентгенівського випромінювання. Рентгенівські промені мають настільки великийенергією, що для виникнення їх джерела має статися щось з рядунадзвичайне. На думку астрономів, причиною рентгенівського випромінюваннямогла б служити матерія, що падає на поверхню маленької нейтронноїзірки.

Можливо, рентгенівські джерела являють собою подвійні зірки,одна з яких дуже маленька, але масивна; це може бути нейтронназірка, білий карлик або чорна діра. Зірка-компаньйон може бути абомасивною зіркою, маса якої перевищує сонячну в 10-20 разів, абомати масу, яка перевищує масу Сонця не більш ніж удвічі. Проміжніваріанти представляються вкрай малоймовірними. До таких ситуацій приводитьскладна історія еволюції і обмін масами в подвійних системах, Фінальнийрезультат залежить від початкових мас та початкової відстані між зірками.

У подвійних системах з невеликими масами навколо нейтронної зіркиутворюється газовий диск, В разі ж систем з великими масами матеріалспрямовується прямо на нейтронну зірку - її магнітне поле засмоктує його,як у воронку. Саме такі системи часто виявляються рентгенівськимипульсарами. В одній з рентгенівських подвійних систем, званої А0620-00вдалося дуже точно виміряти масу компактної зірки (для цьоговикористовувалися дані різних видів спостережень). Вона виявилася рівною 16мас Сонця, що набагато перевищує можливості нейтронних зірок. В іншомуподвійному рентгенівському джерелі, У404 Лебедя, є чорна діра з масою неменше 6, З сонячної. Крім чорних дірок з масами, типовими для зірок, майженапевно існують і надмасивні чорні дірки, розташовані в центрахгалактик. Лише падіння речовини в чорну діру може бути джереломколосальної енергії, що виходить із ядер активних галактик.

Спектрально-подвійні зірки

У спектрах деяких зірок спостерігається періодичне роздвоєння абоколиванняположення спектральних ліній. Якщо ці зірки є затемненимзмінними,то коливання ліній відбуваються з тим же періодом, що і зміна блиску.
При цьому в моменти з'єднань, коли обидві зірки рухаються перпендикулярно допроменя зору, відхилення спектральних ліній від середнього положення однонулю. В інші моменти часу спостерігається роздвоєння спектральнихліній, спільних для обох спектрів зірок. Найбільшою величини роздвоєння лінійдосягає при найбільшій променевої швидкості компонентів, одного - внапрямку до спостерігача, а іншого - від нього. Якщо спостережуваний спектрналежить тільки одній зірці (а спектр других не видно з-за їїслабкості), то замість роздвоєнь ліній спостерігається їх зміщення то в червону,то в синю частину спектру. Залежність від часу променевої швидкості,визначеної за зсувів ліній, називається крівойлучевих швидкостей. Такимчином, комбінацію цих двох параметрів, або обидва їх окремо, можнавизначити, якщо відома крива променевих швидкостей.
Зірки, двоїстість яких може бути встановлений тільки на підставіспектральних спостережень, називаються спектрально-подвійними. На відміну відзатемнених змінних зір, у яких площині їх орбіт складають вельмималий кут з променем зору (i "90ті), спектрально-подвійні зірки можутьспостерігатися і в тих випадках, коли цей кут багато більше, тобто коли iсильно відрізняється від 90ті. І тільки якщо площина орбіти близька до картинноїплощині, рух зірок не викликає помітного зсуву ліній, і тодіподвійність зірки виявлена бути не може.
Якщо площина орбіти проходить через промінь зору (i = 90ті), то найбільшезміщення спектральних ліній дозволяє визначити значення повній швидкості Vруху зірок щодо центру мас системи в двох діаметральнопротилежних точках орбіти. Ці значення є екстремумами кривийпроменевих швидкостей. Оскільки довгота періастра w і ексцентриситет відоміна підставі виду кривої променевих швидкостей, тим самим на підставі теоріїеліптичного руху вдається визначити всі елементи орбіти. Якщо ж i №
90ті, то отримані зі спостережень значення променевих швидкостей рівні Vr = Vsin i. Тому, хоча спектроскопічні можуть бути знайдені абсолютнізначення лінійних параметрів орбіти (виражених в кілометрах), всі вонимістять невизначений множник sin i, який не можна визначити зспектроскопічніх спостережень.
Зі сказаного ясно, що в тих випадках, коли крива променевих швидкостейвідома для затемнення-змінної зірки (для якої можна визначити i),виходять найбільш повні і надійні елементи орбіти і характеристикизірок. При цьому всі лінійні величини визначаються в кілометрах. Вдаєтьсязнайти не тільки розміри і форми зірок, але навіть і їх маси. В данийчас відомо близько 2500 зірок, подвійна природа яких встановленатільки на підставі спектральних спостережень. Приблизно для 750 з нихвдалося отримати криві променевих швидкостей, що дозволяють знайти періодизвернення і форму орбіти.
Вивчення спектрально-подвійних зірок особливо важливо, тому що воно дозволяєотримати уявлення про маси віддалених. об'єктів великої світності і,отже, досить масивних зірок.
Тісні подвійні системи являють собою такі пари зірок, відстаньміж якими можна порівняти з їх розмірами, При цьому істотну рольпочинають грати приливні взаємодії між компонентами. Під дієюприливних сил поверхні обох зірок перестають бути сферичними, зіркинабувають еліпсоїдальної форму і в них виникають спрямовані один додругу приливні горби, подібно місячним припливам в океані Землі. Форма,яку приймає тіло, що складається з газу, визначається поверхнею,що проходить через точки з однаковими значеннями гравітаційного потенціалу.
Ці поверхні називаються Еквіпотенціальна. Газ може вільно тективдольеквіпотенціальной поверхні, що і визначає рівноважну формутіла. Для одиночної невращающейся зірки Еквіпотенціальна поверхні,очевидно, концентричні сфери з центром, що збігається з центром мас. Цепояснює сферичність звичайних зірок. Для тісної подвійної системиЕквіпотенціальна поверхні мають складну форму і утворюють кількасімейств кривих. Характер їх легко уявити, якщо уважно подивитисяна перетин критичних поверхонь, які поділяють ці сімейства (див. рис.
206). Сама внутрішня з них вісімкою охоплює обидві зірки і проходитьчерез перші (внутрішню) точку

Візуально-подвійні зірки

Подвійні зірки, двоїстість яких виявляється при безпосередніхспостереженнях в телескоп, називаються візуально-подвійними. Видиму орбітузірки-супутника щодо головної зірки знаходять з тривалим рядахспостережень, виконаним в різні епохи. З точністю до помилок спостереженьці орбіти завжди виявляються еліпсами (мал. 203). У деяких випадках напідставі складного власного руху одиночної зірки щодозірок фону можна судити про наявність у неї супутника, який невидимий або черезза близькості до головної зірку, або через свою значно меншоюсвітності (темний супутник). Саме таким шляхом були відкриті перші білікарлики - супутники Сіріуса і Проціон, згодом виявленівізуально.
Видима орбіта візуально-подвійної зірки є проекцією істинної орбітина картинну площину. Тому для визначення всіх елементів орбітиперш за все необхідно знати кут нахилу. Цей кут можна знайти, якщовидно обидві зірки. Його визначення засноване на тому, що в проекції наплощину, перпендикулярну променя зору, головна зірка виявляється не вфокусі еліпса видимої орбіти, а в якийсь інший його внутрішньої точці.
Положення цієї точки однозначно визначено кутом нахилу i і довготоюперіастра w. Таким чином, визначення елементів i і w, а такожексцентрісітета е є чистогеометричній завданням. Елементи Р, Т і р виходять безпосередньо зспостережень. Нарешті, справжнє значення великої півосі орбіти а і видимеа 'пов'язані очевидним співвідношенням а' = a cos i. (11.24)

Зі спостережень а 'і, отже, а виходять в кутовий мірою. Тільки знаючипаралакс зірки, можна знайти значення великої півосі в астрономічниходиницях (а.е.).

В даний час зареєстровано понад 60 000 візуально-подвійних систем.
Приблизно у 2000 з них вдалося виявити орбітальні руху з періодамивіднайменшого 2,62 року у e Ceti до багатьох десятків тисяч років. Однакнадійніорбіти обчислені приблизно для 500 об'єктів з періодами, але що перевищують 500років.

Фотометричні подвійні зірки

Фотометричні подвійні зірки представляють собою дуже тісні пари,звертаються з періодом від кількох годин до декількох днів по орбітах,радіус яких можна порівняти з розмірами самих зірок. Площини орбіт цих зірокі промінь зору спостерігача практично поєднуються. Ці зірки виявляютьсяявищами затемнень, коли одна з компонент проходить попереду або позадуінший щодо спостерігача. Астроном помічає це явище як падінняяскравості спостережуваного зірки, яке відбувається регулярно з вражаючоюточністю. Таким чином, фотометричні подвійні зірки є затемнення -змінними зірками, інтенсивно спостерігаються астрономами поряд з іншимизмінними зірками. У результаті спостережень визначають криву блискузмінної зірки, що відбиває зміну яскравості зірки з часом, тобтозалежність виду m (t). Типовим представником затемнення-змінних зірє зірка 2-ї величини Персея (Алголь), яка регулярнозатьмарюється на 9 годин з періодом 2,86731 доби; падіння блиску в мінімуміу цієї зірки складає 2,3 зоряної величини. До теперішнього часуВідомо понад 500 фотометричних подвійних зірок.

Спеклінтерферометріческіе подвійні зірки

Спеклінтерферометріческіе подвійні зірки відкриті порівняно недавно, в 70 --х роках, в результаті застосування сучасних гігантських телескопів дляотримання спекл-зображень деяких яскравих зірок. Аналіз цих зображеньза допомогою сучасної електронної техніки дозволяє довести роздільнусилу телескопа до природної межі, що визначається розмірамидифракційного зображення зірки, що становить приблизно 0,02 "длятелескопа з діаметром дзеркала 6 м. Піонерами спеклінтерферометріческіхспостережень подвійних зірок є Е. Мак Алістер в США і Ю.Ю. Балега в
Росії. До теперішнього часу методами спеклінтерферометрії обмірюванекілька сотень подвійних зірок з роздільною здатністю r <0,1 ".

Кратні зірки

кратними (щонайменше подвійними) є більшість відомих зірок.
Відносне число відомих фізичних К.З. неухильно збільшується; вНині вважають, що більше половини зірок (можливо, більш 70%)об'єднані в системи більшою чи меншою кратності; з числа відомихкратних близько 1/3 виявляються потрійними або зірками більшої кратності.
Відомі шести-і семиразовий зірки. Крім того, до фізичної кратностічасто додається оптична (коли дві зірки, не утворюючи фізичноїсистеми, просто знаходяться на одній лінії видно з Землі, тобто утворюютьнайточніше з'єднання).
Згідно з Д. Куталеву, інформаційно значущою для астрологів кратністьє тоді, коли дві (або більше) компонента зірки яскравіше 6.5mвізуальної зоряної величини (тобто потенційно видно неозброєнимоком). Як відзначає Куталев, оптично кратна зірка вказує набагатоплановість проблем даної зірки, накладення більш давньої карми наздаються новими проблеми. Фізичні Кратні зірки інформують про те, щореалізація принципу зірки на увазі одночасна участь врізнопланових програмах, одночасну опрацювання здаються непов'язанимипринципів. Таким чином, в цілому кратність зірки ускладнює їїопрацювання.

Основні висновки з дослідження подвійних зірок

В околицях Сонця (D <20 парсек) більше 3000 зірок, серед них близькополовини - подвійні зірки всіх типів, включаючи тісні спектральні і широківізуальні. Є всі підстави вважати, що статистичні закономірності,встановлені за допомогою подвійних зірок в околицях Сонця, повиннівиконуватися також і в Галактиці в цілому або в тій її частині, де немаєструктурних особливостей. Найважливіші з цих даних наступні.а) Маси зірок не можуть бути ні занадто великі (наприклад, більше маси
Сонця в 100 разів), ні занадто малі (наприклад, 1/100 сонячної).б) Статистична залежність "маса - світність", очевидно, маєзагальну значимість і може відрізнятися лише незначно для зірок,які належать до різних типів зоряного населення.в) З а) і б), зокрема, випливає, що якщо звичайні зірки порівняномало відрізняються за масою, то вони ж можуть різнитися за світимості втисячу разів.г) Маса зірки в момент її формування є найважливішим параметром,що визначає її подальшу еволюцію.
Дані висновки, сформульовані на основі великого досвіду вивчень подвійнихзірок, можуть розглядатися як дані спостережень і служити матеріалом дляузагальнень і розвитку теорій. Особливо цінними є ці дані для створення теорійвнутрішньої будови зірок і теорій еволюції зірок. У цьому й полягаєголовне значення спостережень подвійних зірок в астрономії.

Література:

| Стремгрен Е., Стремгрен Б. Астрономія. М.: ОГИЗ, 1941. |
| |
| |
| Струве О., Ліндсей Б., Пілланс Е. Елементарна |
| астрономія. М.: Наука, 1967. |
| |
| Паннекук А. Історія астрономії. М.: Наука, 1966. |
| |
| Зигель Ф. Скарби зоряного неба. |
| |
| Куталев Д. Загальна теорія інтерпретації зірок. |
| |

-----------------------< br>

Малюнок 1: Орбіта зірки альфа Центавра.

Малюнок 2: крива зміни блиску Алгол.