Dvoinye zvezdy i znachenie ih nablyudenii v astronomii
A.A.KISELEV
Sankt-Peterburgskii gosudarstvennyi universitet
|
Kratko izlagaetsya istoriya otkrytii i issledovanii dvoinyh zvezd. Na primere vizual'no-dvoinyh zvezd pokazyvaetsya, kak issledovaniya etih zvezd pozvolyayut opredelit' massy zvezd, ishodya tol'ko iz zakona tyagoteniya N'yutona. Ustanavlivaetsya, chto massy zvezd v okrestnostyah Solnca ne otlichayutsya ot massy Solnca bolee chem v 2 raza i udovletvoryayut statisticheskoi zavisimosti "Massa - Svetimost'". |
Vvedenie
Dvoinymi zvezdami v astronomii nazyvayut takie pary zvezd, kotorye zametnym obrazom vydelyayutsya na nebe sredi okruzhayushih zvezd fona blizost'yu svoih vidimyh polozhenii. V kachestve ocenok blizosti vidimyh polozhenii prinimayut sleduyushie granicy uglovyh rasstoyanii mezhdu komponentami pary, zavisyashie ot vidimoi zvezdnoi velichiny [1]:
m < 2,0 r < 250"
m < 4,0 r < 100"
m < 6,0 r < 40"
m < 8,0 r < 16"
Zdes' sleva dany granicy zvezdnyh velichin komponent, sprava - sootvetstvuyushie predel'nye uglovye rasstoyaniya mezhdu komponentami v edinicah sekundy dugi, do kotoryh dannaya para schitaetsya dvoinoi zvezdoi.
Sredi dvoinyh zvezd razlichayut fizicheskie i opticheskie pary. Fizicheskie pary predstavlyayut soboi sistemy blizko raspolozhennyh v prostranstve zvezd, svyazannyh silami tyagoteniya, obrashayushihsya okolo obshego centra tyazhesti po zakonam Keplera. Opticheskie pary, naoborot, sostavlyayutsya iz ves'ma dalekih drug ot druga v prostranstve zvezd, sluchainym obrazom proektiruyushihsya na nebesnuyu sferu vblizi odnogo napravleniya. Dlya astronomii takie pary ne predstavlyayut interesa.
Fizicheskie dvoinye zvezdy predstavlyayut dlya astronomii kak nauki v celom fundamental'nyi interes. Astronomy mnogih stran izuchayut eti zvezdy uzhe bolee dvuh vekov, i interes k nim ne oslabevaet. Etot interes opredelyaetsya tem, chto imenno izuchenie dvoinyh zvezd pozvolilo odnoznachno ustanovit' edinstvo zakona vsemirnogo tyagoteniya N'yutona vo Vselennoi i poluchit', opirayas' na nablyudeniya, fundamental'nye znaniya o massah zvezd, ih svetimosti i evolyucii. Kak eto udalos' sdelat', my rassmotrim v sleduyushih razdelah.
Kakie dvoinye zvezdy izuchayut astronomy
Dvoinye zvezdy podrazdelyayut v zavisimosti ot sposoba ih nablyudenii na vizual'no-dvoinye, fotometricheskie dvoinye, spektral'no-dvoinye i speklinterferometricheskie dvoinye zvezdy.
Vizual'no-dvoinye zvezdy
Vizual'no-dvoinye zvezdy predstavlyayut soboi dovol'no shirokie pary, horosho razlichimye uzhe v teleskop umerennyh razmerov. Eti zvezdy v osnovnom udovletvoryayut usloviyam tablicy, privedennoi vo Vvedenii. Nablyudeniya vizual'no-dvoinyh zvezd proizvodyatsya libo vizual'no s pomosh'yu teleskopov, snabzhennyh mikrometrom, libo fotograficheski s pomosh'yu teleskopov-astrografov. V rezul'tate nablyudenii opredelyayut vzaimnoe uglovoe rasstoyanie (r) komponent dvoinoi zvezdy AB, a takzhe pozicionnyi ugol (s) napravleniya na nebesnoi sfere dugi AB otnositel'no kruga sklonenii, prohodyashego cherez A. Eti dannye po mere ih nakopleniya ispol'zuyut dlya postroeniya dugi vidimoi orbity zvezdy sputnika V otnositel'no bolee yarkoi glavnoi zvezdy A. Esli nablyudeniya prodolzhayutsya dostatochno dolgo (neskol'ko desyatkov let i bolee), mozhno prosledit' polnoe obrashenie zvezdy V otnositel'no A. Tipichnymi predstavitelyami vizual'no-dvoinyh zvezd mogut sluzhit' zvezdy 
Devy (r = 1" - 6", period obrasheniya P = 140 let) ili izvestnaya blizkaya k Solncu zvezda 61 Lebedya (r = 10" - 35", P = 350 let). K nastoyashemu vremeni izvestno okolo 100 000 vizual'no-dvoinyh zvezd.
Fotometricheskie dvoinye zvezdy
Fotometricheskie dvoinye zvezdy predstavlyayut soboi ochen' tesnye pary, obrashayushiesya s periodom ot neskol'kih chasov do neskol'kih dnei po orbitam, radius kotoryh sravnim s razmerami samih zvezd. Ploskosti orbit etih zvezd i luch zreniya nablyudatelya prakticheski sovmeshayutsya. Eti zvezdy obnaruzhivayutsya yavleniyami zatmenii, kogda odna iz komponent prohodit vperedi ili szadi drugoi otnositel'no nablyudatelya. Astronom zamechaet eto yavlenie kak padenie yarkosti nablyudaemoi zvezdy, kotoroe proishodit regulyarno s porazitel'noi tochnost'yu. Takim obrazom, fotometricheskie dvoinye zvezdy yavlyayutsya zatmenno-peremennymi zvezdami, intensivno nablyudaemymi astronomami naryadu s drugimi peremennymi zvezdami. V rezul'tate nablyudenii opredelyayut krivuyu bleska peremennoi zvezdy, otrazhayushuyu izmenenie yarkosti zvezdy so vremenem, to est' zavisimost' vida m(t). Tipichnym predstavitelem zatmenno-peremennyh zvezd yavlyaetsya zvezda 2-i velichiny 
Perseya (Algol'), kotoraya regulyarno zatmevaetsya na 9 chasov s periodom 2,86731 sutok; padenie bleska v minimume u etoi zvezdy sostavlyaet 2,3 zvezdnoi velichiny. K nastoyashemu vremeni izvestno bolee 500 fotometricheskih dvoinyh zvezd.
Spektral'no-dvoinye zvezdy
Spektral'no-dvoinye zvezdy, tak zhe kak i fotometricheskie dvoinye, predstavlyayut soboi ochen' tesnye pary, obrashayushiesya v ploskosti, slabo naklonennoi k napravleniyu lucha zreniya nablyudatelya. Spektral'no-dvoinye zvezdy, kak pravilo, ne razreshayutsya na komponenty dazhe v samyi sil'nyi teleskop, odnako legko obnaruzhivayutsya pri spektroskopicheskih nablyudeniyah luchevyh skorostei. Okazalos', chto linii v spektrah takih zvezd regulyarno smeshayutsya ili razdvaivayutsya, chto svidetel'stvuet o tom, chto nablyudaemaya zvezda sostoit iz dvuh komponent, obrashayushihsya s bol'shoi skorost'yu. V rezul'tate nablyudenii opredelyayut tak nazyvaemuyu krivuyu luchevoi skorosti, harakterizuyushuyu periodicheskie kolebaniya luchevoi skorosti odnoi iz komponent, a takzhe period etih kolebanii i amplitudu. Tipichnym predstavitelem spektral'no-dvoinyh zvezd mozhet sluzhit' zvezda 
Bol'shoi Medvedicy, u kotoroi nablyudayutsya dva spektra, period kolebanii 10 dnei, amplituda okolo 50 km/s. Eto pervaya issledovannaya spektral'no-dvoinaya zvezda, otkrytaya E. Pikkeringom v 1888 godu [2]. V nastoyashee vremya izvestno okolo 1500 spektral'no-dvoinyh zvezd.
Speklinterferometricheskie dvoinye zvezdy
Speklinterferometricheskie dvoinye zvezdy otkryty sravnitel'no nedavno, v 70-h godah [3], v rezul'tate primeneniya sovremennyh gigantskih teleskopov dlya polucheniya spekl-izobrazhenii nekotoryh yarkih zvezd. Analiz etih izobrazhenii s pomosh'yu sovremennoi elektronnoi tehniki pozvolyaet dovesti razreshayushuyu silu teleskopa do estestvennogo predela, kotoryi opredelyaetsya razmerami difrakcionnogo izobrazheniya zvezdy, chto sostavlyaet priblizitel'no 0,02" dlya teleskopa s diametrom zerkala 6 m. Pionerami speklinterferometricheskih nablyudenii dvoinyh zvezd yavlyayutsya E. Mak Alister v SShA i Yu.Yu. Balega v Rossii. K nastoyashemu vremeni metodami speklinterferometrii izmereno neskol'ko soten dvoinyh zvezd s razresheniem r < 0,1".
Issledovanie vizual'no-dvoinyh zvezd
V etom ocherke my ostanovimsya podrobnee na issledovaniyah, svyazannyh s nablyudeniyami vizual'no-dvoinyh zvezd, poskol'ku imenno eti raboty obnaruzhivayut fundamental'noe znachenie dvoinyh zvezd dlya astronomii.
Chest' pervootkryvatelya dvoinyh zvezd bessporno prinadlezhit angliiskomu astronomu Vil'yamu Gershelyu (1738 - 1822) [3]. My znaem o Gershele bol'she kak ob astronome, samostoyatel'no stroivshem gigantskie dlya togo vremeni teleskopy-reflektory, nachavshem sistematicheskie issledovaniya Mlechnogo Puti i otkryvshem planetu Uran. Nablyudeniya dvoinyh zvezd Gershel' predprinyal v 1770 - 1780 godah pri popytke izmerit' zvezdnye parallaksy, ispol'zuya ideyu Galileya o vozmozhnosti opredelit' parallaks yarkoi zvezdy, sostavlyayushei opticheskuyu paru so slaboi. Odnako uzhe pervye nablyudeniya takih par podtverdili dogadku Gershelya, chto mnogie iz nablyudaemyh im par - fizicheskie dvoinye zvezdy.
Perenablyudeniya etih zvezd cherez 20 let pokazali otnositel'nye smesheniya komponent, pohozhie na orbital'noe dvizhenie. K 1803 godu Gershel' opublikoval spiski neskol'kih soten dvoinyh zvezd i otmetil sredi nih 50, u kotoryh obnaruzhilos' smeshenie komponent. V dal'neishem nablyudeniya dvoinyh zvezd prodolzhil syn Vil'yama - Dzhon Gershel', perenesshii svoi teleskop v Yuzhnuyu Afriku. V Evrope planomernye nablyudeniya dvoinyh zvezd organizoval V. Struve na observatorii v Tartu. V 1824 godu Struve primenil dlya svoih nablyudenii teleskop-refraktor s ob'ektivom Fraungofera s diametrom D = 24 sm i fokusnym rasstoyaniem F = 410 sm (D / F = 24/410) na ekvatorial'noi ustanovke s chasovym mehanizmom, kotoryi mozhno schitat' prototipom sovremennyh teleskopov-refraktorov. Teleskopy Gershelei byli smontirovany na azimutal'noi ustanovke i byli ochen' neudobny v obrashenii. S novym instrumentom V. Struve otkryl 3134 zvezdnye pary. Rezul'taty nablyudenii opublikovany v treh katalogah, iz kotoryh naibol'shei izvestnost'yu pol'zuetsya katalog "Stellarum duplicium et multiplicium mensurae micrometricae" (Dvoinye i kratnye zvezdy, izmerennye mikrometricheski), opublikovannyi v 1837 godu. Etot katalog sohranyaet svoe znachenie i v nashe vremya kak pervaya epoha vzaimnyh polozhenii komponent neskol'kih tysyach dvoinyh zvezd. Tochnost' izmerenii V. Struve - na urovne luchshih sovremennyh vizual'no-mikrometricheskih nablyudenii.
Preemnikom V. Struve stal ego syn Otto Struve, prodolzhivshii nablyudeniya vizual'no-dvoinyh zvezd v Pulkovskoi observatorii s novym 15-dyuimovym refraktorom (1840 god). V eto zhe vremya sistematicheskie nablyudeniya dvoinyh zvezd v Evrope, ispol'zuya refraktory srednih razmerov, proizvodili Saut i Devis v Anglii, Bessel' v Germanii, Medler v Derpte, Kaizer v Leidene. V konce XIX veka iniciativu v issledovaniyah dvoinyh zvezd perehvatili amerikanskie astronomy, primenivshie k nablyudeniyam noveishie refraktory vysshego klassa s ob'ektivami Klarka: refraktor observatorii Dirborn s diametrom ob'ektiva D = 47 sm, refraktor Vashingtonskoi morskoi observatorii (D = 65 sm) i refraktor Likskoi observatorii (D = 91 sm). Zaslugoi amerikanskih astronomov bylo to, chto oni ne tol'ko nablyudali dvoinye zvezdy, no i sobrali i sistematizirovali gromadnyi nablyudatel'nyi material po etim zvezdam. Eta rabota voploshena v "Obshem kataloge 13 665 zvezd" Bernhema (1906 god), ohvatyvayushem vse izvestnye k tomu vremeni nablyudeniya dvoinyh zvezd v zone sklonenii ot -30° do Severnogo polyusa. V novoe vremya eta tradiciya prodolzhena amerikanskim astronomom Aitkenom, sozdavshim "Novyi obshii katalog 17 180 dvoinyh zvezd" (1934 god) i astronomami Likskoi observatorii Dzheffersom i van den Bosom, sostavivshimi "Indeks katalog 64 247 dvoinyh zvezd" (1961 god). V novoe vremya nablyudeniya vizual'no-dvoinyh zvezd prodolzhalis' vo mnogih stranah mira kak prezhnimi, vizual'nymi, tak i novymi, fotograficheskimi i fotoelektricheskimi, metodami. Posle pionerskih rabot Hercshprunga (1914 god) shirokoe rasprostranenie poluchili fotograficheskie nablyudeniya dvoinyh zvezd s primeneniem staryh - vizual'nyh refraktorov i fotograficheskih plastinok, sensibilizirovannyh k vizual'nym lucham (orto- i panhrom). Osobenno intensivno fotograficheskie nablyudeniya dvoinyh zvezd proizvodilis' na observatoriyah SShA Dirborn (Strand) i Vashington (Strand, Harington), v Rossii eti nablyudeniya iniciirovalis' v Pulkove na 26-dyuimovom refraktore Ceissa (Deich) posle vtoroi mirovoi voiny. Vozrastayushii interes k nablyudeniyam dvoinyh zvezd neposredstvenno svyazan s temi novymi znaniyami, kotorye stalo vozmozhnym poluchat' po mere nakopleniya nablyudatel'nyh dannyh o dvoinyh zvezdah.
Glavnye rezul'taty nablyudenii dvoinyh zvezd
Neposredstvennye rezul'taty prodolzhitel'nyh sistematicheskih nablyudenii vizual'no-dvoinyh zvezd vyrazhayutsya tablicami dannyh (t, r, s), harakterizuyushih dlya kazhdoi zvezdy vidimoe orbital'noe dvizhenie ee komponent. Analiziruya eti dannye, astronomy uzhe v XIX veke ubedilis', chto vidimoe otnositel'noe dvizhenie komponent sovershaetsya po ellipsu i udovletvoryaet zakonu ploshadei, to est' proishodit v soglasii s zakonami Keplera, otkuda sleduet, chto obrashenie v sistemah dvoinyh zvezd podchinyaetsya zakonu vsemirnogo tyagoteniya N'yutona, tak kak zakony Keplera, kak dokazal eshe sam N'yuton, yavlyayutsya sledstviem edinogo zakona tyagoteniya. Etot vyvod ne byl neozhidannym dlya astronomov HIH veka, kotorye uzhe ubedilis' v pravil'nosti zakona tyagoteniya v processe sozdaniya stroinoi teorii dvizhenii planet Solnechnoi sistemy (nebesnoi mehaniki). Odnako podtverzhdenie deistvennosti zakona tyagoteniya v zvezdnom okolosolnechnom prostranstve bezuslovno imelo gromadnoe nauchnoe i filosofskoe znachenie. Pered astronomami otkrylas' real'naya vozmozhnost' "vzveshivat'" zvezdy, to est' opredelyat' ih massy, opirayas' tol'ko na zakon N'yutona i nablyudeniya. Dlya resheniya postavlennoi zadachi dostatochno bylo opredelit' iz nablyudenii period obrasheniya dvoinoi zvezdy P i bol'shuyu poluos' ee orbital'nogo ellipsa a. Dalee sledovalo vospol'zovat'sya tret'im zakonom Keplera v n'yutonovskom obobshenii:
|
(1) |
Zdes' a - bol'shaya poluos' istinnoi orbity zvezdy V otnositel'no zvezdy A, vyrazhennaya v astronomicheskih edinicah (a.e.), R - period obrasheniya, vyrazhennyi v godah. M1 i M2 - massy komponent A i V, vyrazhennye v edinicah massy Solnca. Glavnaya trudnost' na etom puti sostoit, vo-pervyh, v opredelenii orbital'nyh elementov a i R i, vo-vtoryh, v opredelenii rasstoyaniya do issleduemoi zvezdy D, to est' ee parallaksa r.
Pervuyu trudnost' mozhno bylo preodolet' tol'ko posle nakopleniya ryadov nablyudenii, ohvatyvayushih minimum polperioda obrasheniya zvezdy, to est' 50 - 100 let dlya samyh blizkih vizual'no-dvoinyh zvezd. Krome togo, neobhodimo bylo razrabotat' effektivnye metody opredeleniya istinnoi orbity dvoinoi zvezdy po ee proekcii na nebesnoi sfere. Podhodyashie metody - graficheskie i analiticheskie - byli predlozheny mnogimi astronomami, naprimer I. Enke (1830), M. Koval'skim (1873), Tile-Inessom (1900), Cvirsom (1895), Danzhonom (1938). Vse eti metody pozvolyali dovol'no nadezhno opredelit' elementy istinnoi orbity vizual'no-dvoinoi zvezdy, vklyuchaya period obrasheniya i bol'shuyu poluos' orbity a (v edinicah sekundy dugi), odnako tol'ko teh dvoinyh zvezd, period obrasheniya kotoryh ne prevyshal 100 - 150 let. Takih zvezd okazalos' nemnogo. K 1850 godu udalos' opredelit' tol'ko 20 orbit naibolee tesnyh dvoinyh zvezd s periodom obrasheniya do 100 let.
Tempy nakopleniya orbit vizual'no-dvoinyh zvezd ne vozrastali do 70-h godov nashego veka, nesmotrya na progress tehniki nablyudenii i ih massovosti. Eto ne udivitel'no, tak kak bol'shinstvo nablyudaemyh vizual'no ili fotograficheski dvoinyh zvezd (r > 0,5") imeyut periody obrashenii ot sotni do neskol'kih tysyach let.
Vtoraya trudnost' na puti k opredeleniyu mass zvezd po formule (1) preodolevaetsya posredstvom izmerenii trigonometricheskih parallaksov issleduemyh dvoinyh zvezd, ibo mezhdu a (v astronomicheskih edinicah) v formule (1) i a (v uglovyh sekundah) imeet mesto prostoe sootnoshenie
| a [a.e.] = a" / p", | (2) |
gde a" i p" - bol'shaya poluos' istinnoi orbity dvoinoi zvezdy i ee parallaks, vyrazhennye v edinicah sekundy dugi.
Primechatel'no, odnako, chto do konca HIH veka astronomy ne nauchilis' opredelyat' trigonometricheskie parallaksy zvezd s priemlemoi tochnost'yu (to est' s oshibkoi, men'shei 0,010") i etot fakt sushestvenno povliyal na razvitie zvezdnoi astronomii. Tol'ko razvitie astrofotografii, tochnee ee specializacii - fotograficheskoi astrometrii, obespechilo, nakonec, priemlemuyu tochnost' opredeleniya parallaksov iz nablyudenii. Zasluga v razrabotke fotograficheskogo metoda opredelenii parallaksov zvezd prinadlezhit gollandskomu astronomu Kapteinu (1892 god), amerikanskomu astronomu Shlezingeru (1910 god) i russkomu - pulkovskomu astronomu S.K. Kostinskomu (1930 god). V itoge etih issledovanii uzhe v seredine nashego veka trigonometricheskie parallaksy zvezd stali opredelyat' so srednei kvadraticheskoi oshibkoi ± (0,005" - 0,008"), a pozdnee (1960 god), v svyazi s vvodom v stroi special'nogo astrometricheskogo reflektora vo Flagstafe (SShA) - (D = 150 sm, F = 18 m) - s tochnost'yu do ± (0,003" - 0,004"). Takim obrazom, k nastoyashemu vremeni parallaksy zvezd, nahodyashihsya na rasstoyanii do 20 parsek ot Solnca (p > 0,040") mogut opredelyat'sya s otnositel'noi oshibkoi poryadka 10%, sootvetstvuyushie oshibki opredeleniya summy mass komponent vozrastayut v 3 raza, to est' do 30%, kak eto sleduet iz formul (1) i (2). Dlya blizhaishih zvezd, nahodyashihsya na rasstoyanii do 10 parsek (p > 0,100"), oshibka v opredelenii summy mass sostavit ne bolee 15%. Ot summy mass komponent dvoinoi zvezdy estestvenno bylo pereiti k ocenkam mass komponent. V otdel'nyh sluchayah i etu zadachu udalos' reshit', ishodya tol'ko iz zakonov mehaniki i ispol'zuya nablyudeniya luchevyh skorostei.
Uspehi, dostignutye astronomami v oblasti opredeleniya orbit i parallaksov blizkih dvoinyh zvezd, pozvolili poluchit' nadezhnye ocenki mass dlya neskol'kih desyatkov zvezd i dazhe vyvesti nekotorye statisticheskie zavisimosti. Vot vazhneishie rezul'taty v etoi oblasti [4].
a) Massy vseh issledovannyh zvezd zaklyucheny v predelah ot 0,07 do 20,0 massy Solnca.
b) Massy 90% zvezd zaklyucheny v predelah ot 0,4 do 2,0 massy Solnca.
v) Dlya zvezd glavnoi posledovatel'nosti (statisticheskaya obshnost' zvezd, k kotoroi prinadlezhit Solnce) imeet mesto statisticheskaya zavisimost'
| L = KM3 ; | (3) |
zdes' L - svetimost' zvezdy, M - massa, K - koefficient proporcional'nosti.
g) Komponenty dvoinyh zvezd chashe byvayut predstavleny zvezdami odnoi svetimosti i odnogo spektral'nogo klassa, no byvayut i sil'nye razlichiya. Est' veskie osnovaniya schitat', chto komponenty dvoinoi zvezdy sformirovalis' odnovremenno i v dal'neishem evolyucionirovali parallel'no, ostavayas' v sisteme. Sledovatel'no, esli (3) spravedlivo, prihoditsya zaklyuchit', chto faktorom, opredelyayushim hod evolyucii, bylo raspredelenie pervonachal'noi massy mezhdu komponentami.
Zaklyuchenie
V okrestnostyah Solnca (D < 20 parsek) bolee 3000 zvezd, sredi nih okolo poloviny - dvoinye zvezdy vseh tipov, vklyuchaya tesnye spektral'nye i shirokie vizual'nye. Est' vse osnovaniya schitat', chto statisticheskie zakonomernosti, ustanovlennye s pomosh'yu dvoinyh zvezd v okrestnostyah Solnca, dolzhny vypolnyat'sya takzhe i v Galaktike v celom ili v toi ee chasti, gde net strukturnyh osobennostei. Vazhneishie iz etih dannyh sleduyushie.
a) Massy zvezd ne mogut byt' ni slishkom bol'shie (naprimer, bol'she massy Solnca v 100 raz), ni slishkom malye (naprimer, 1/100 solnechnoi).
b) Statisticheskaya zavisimost' "massa - svetimost'", po-vidimomu, imeet obshuyu znachimost' i mozhet razlichat'sya tol'ko neznachitel'no dlya zvezd, prinadlezhashih raznym tipam zvezdnogo naseleniya.
v) Iz a) i b), v chastnosti, sleduet, chto esli obychnye zvezdy sravnitel'no malo razlichayutsya po masse, to oni zhe mogut razlichat'sya po svetimosti v tysyachu raz.
g) Massa zvezdy v moment ee formirovaniya yavlyaetsya vazhneishim parametrom, opredelyayushim ee posleduyushuyu evolyuciyu.
Dannye vyvody, sformulirovannye na osnove bol'shogo opyta izuchenii dvoinyh zvezd, mogut rassmatrivat'sya kak dannye nablyudenii i sluzhit' materialom dlya obobshenii i razvitiya teorii. Osobenno cenny eti dannye dlya sozdaniya teorii vnutrennego stroeniya zvezd i teorii evolyucii zvezd. V etom i sostoit glavnoe znachenie nablyudenii dvoinyh zvezd v astronomii.
Literatura
| [1] | Stremgren E., Stremgren B. Astronomiya.M.: OGIZ, 1941. |
| [2] | Struve O., Linds B., Pillans E. Elementarnaya astronomiya. M.:Nauka, 1967. |
| [3] | Pannekuk A. Istoriya astronomii. M.: Nauka, 1966. |
| [4] | Kuto P. Nablyudeniya vizual'no-dvoinyh zvezd. M.: Mir, 1981. |
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
zavisimost' massa-svetimost' - zakony Keplera - vizual'no-dvoinye zvezdy - dvoinye zvezdy
Publikacii so slovami: zavisimost' massa-svetimost' - zakony Keplera - vizual'no-dvoinye zvezdy - dvoinye zvezdy | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
