Из-за эффекта Доплера это приведет к небольшому сдвигу спектральных линий одной звезды относительно соответствующих линий другой.
Так как из-за орбитального движения скорости по лучу зрения периодически меняются [30] , то и смещение соответствующих линий тоже будет периодически меняться. Систематически наблюдая такое смещение и установив его зависимость от времени, можно совершенно надежно вычислить основные характеристики орбиты и получить некоторое представление о массах компонент тесной двойной системы. Такие тесные двойные системы называются астрономами «спектрально-двойными».
В тех сравнительно редких случаях, когда плоскость орбиты тесной пары звезд образует небольшой угол с лучом зрения, можно наблюдать как бы «затмение» одной звезды другой. Так как обе компоненты такой системы раздельно не видны ни в один даже самый мощный телескоп, то во время такого «затмения» можно наблюдать только уменьшение блеска звезды. Когда затмение кончается (обычно оно длится несколько часов), звезда восстанавливает свой первоначальный блеск. Построив по возможности точную зависимость блеска звезды от времени (так называемую «кривую блеска» звезды), можно совершенно уверенно определить не только основные параметры орбиты, но и диаметры звезд и даже установить, как спадает яркость их дисков от центра к краю. Схема орбиты затменной переменной звезды Алголь и соответствующая ей кривая блеска приведены на рис. 37.
Компоненты спектрально-двойных и затменных переменных звезд бывают расположены очень близко друг к другу – иногда они почти соприкасаются своими поверхностями. В таких случаях наблюдаются интересные и сложные явления вытекания материи из звезд, вызванные мощными приливными силами. Часто такие звезды погружены в общую протяженную, сильно разреженную газовую оболочку. Схема одной такой тесной пары приведена на рис. 38. Следует напомнить, что вся картина явления получается только из анализа спектров и блеска звезд. Разумеется, в телескопы изображения, подобные приведенному на рис. 38, никогда не наблюдаются; для этого недостаточна разрешающая способность даже самых крупных инструментов.
Периоды обращения тесных пар, как это следует из известного закона Кеплера и непосредственно подтверждается наблюдениями, очень малы. Самый короткий из известных периодов принадлежит затменной переменной AM Гончих Псов. Он близок к 18 мин.
Как уже упоминалось в гл. 5, весьма вероятно, что все так называемые «новые» звезды представляют собой очень тесные двойные системы. Несколько таких звезд, согласно наблюдениям, являются затменными переменными. Оказывается, наличие «звезды-соседки», расположенной слишком близко, «мешает» нормальной эволюции звезды, в частности, переходу ее в стадию красного гиганта (см. ниже). При этом может возникнуть некоторая неустойчивость, приводящая к регулярно повторяющимся (через сотни и тысячи лет) вспышкам. Во время таких вспышек светимость новых хотя и велика, но в тысячи раз меньше, чем у сверхновых. Масса газа, выбрасываемого при каждой вспышке, составляет 10–3 – 10–5 массы Солнца.
Массы компонент двойной системы (в тех случаях, когда их можно найти порознь, а это возможно далеко не всегда) обычно меняются не в очень широких пределах. Часто массы их почти одинаковы или, во всяком случае, близки. Бывает, однако, и так, что масса одной компоненты в 10 раз меньше другой, а светимости отличаются в тысячи раз и более. Среди компонент двойных систем наблюдаются белые карлики. Примером может служить спутник Сириуса. Для интересующей нас проблемы особое значение имеет тот факт, что некоторые компоненты кратных систем обладают настолько малой массой, что их светимость совершенно ничтожна.
Их нельзя наблюдать ни в какие телескопы, хотя они иногда находятся на довольно значительном расстоянии от «главной» массивной и яркой звезды. В таких случаях говорят о «невидимых спутниках» звезд. Классическим примером такой системы является одна из ближайших к нам звезд 61 Лебедя, особенно тщательно исследовавшаяся пулковским астрономом А.Н. Дейчем. Факт двойственности у этих звезд устанавливается путем изучения ничтожно малых периодических колебаний в движении главной звезды. Излишне подчеркивать, что такие наблюдения требуют большой точности и тщательности. В настоящее время известно уже несколько «невидимых» спутников. Их массы очень малы, приблизительно 0,01 солнечной массы, что всего лишь в 10 раз превышает массу планеты-гиганта Юпитера! И все же такие небесные тела являются звездами, т.е. самосветящимися газовыми шарами, а не холодными планетами, светящими (в видимой части спектра) отраженными лучами звезды.
Впрочем, следует подчеркнуть, что разница между планетами-гигантами и невидимыми спутниками звезд не принципиальна. Во-первых, химический состав у них должен быть сходен; как те, так и другие состоят в основном из водорода и гелия. В последние годы на орбитальных станциях обнаружено много «рентгеновских звезд», оказавшихся тесными двойными системами (см. ниже). Если бы масса Юпитера была раз в 10 больше, температура в его центральных частях повысилась бы настолько, что он стал бы излучать (хотя и слабо) в видимой части спектра.
Юпитер стал бы весьма слабой звездой – красным карликом с температурой поверхности 1–2 тыс. К.
Обращает на себя внимание большая распространенность невидимых спутников звезд. Так как условия их наблюдений очень трудны, они могут быть обнаружены только у очень близких к нам звезд. И вот оказывается, что в сфере радиусом в 10 пк, окружающей Солнце, из 53 звезд 5 имеют невидимые спутники! Вполне естественно возникает вопрос: не имеются ли у некоторых звезд еще меньших размеров спутники, которые в силу своей относительно ничтожно малой массы не вызывают заметных колебаний в движении этих звезд? Но такие «ультраневидимые» спутники уже не отличаются практически от больших планет типа Юпитера и Сатурна. Тем самым мы подходим к основному вопросу: имеются ли основания полагать, что у многих звезд существуют планетные системы, в той или иной степени напоминающие нашу?
К этой центральной проблеме мы вернемся в следующей главе. Здесь же мы рассмотрим более узкий вопрос: можно ли в настоящее время средствами современной наблюдательной астрономии доказать наличие планет у ближайших к нам звезд? Ограничим рассмотрение только большими планетами- гигантами. Ясно, что если, например, в настоящее время не существует возможности наблюдать даже около самых близких к нам звезд большие планеты, то не может быть и речи о непосредственных наблюдениях, особенно интересных для нас планет типа Земли или Марса.
Допустим, что на расстоянии 10 пк от нас (около 33 световых лет) находится звезда, похожая на Солнце. Вокруг этой звезды на таком же расстоянии, что и Юпитер от Солнца (в 5,2 большем, чем расстояние от Солнца до Земли), обращается планета-гигант. Пусть эта планета будет «двойником» Юпитера, т.е. имеет такие же размеры и массу. Предположим еще, что мы находимся почти точно в плоскости орбиты этой планеты. В принципе обнаружить наличие такой планеты около звезды можно тремя способами (рис. 39). Первый из них заключается в следующем. Очень медленное прямолинейное перемещение звезды по небу [31] , обусловленное ее движением относительно Солнца, должно дополняться «волновыми» колебаниям. Период «волны» будет, очевидно, равен периоду движения планеты, т.е. в нашем случае 11,9 года. Такое «волновое» движение объясняется тем, что звезда из-за притяжения планетой движется по эллиптической орбите вокруг общего центра тяжести звезды и планеты. Это орбитальное движение складывается с пространственным движением. Так как масса звезды в 1000 раз больше, чем масса планеты, центр масс системы находится близко от центра звезды. Поэтому амплитуда «волны» в собственном движении звезды очень невелика.
