Двойные звезды были впервые обнаружены более 200 лет назад, когда в результате тщательных наблюдений было установлено, что некоторые звезды обращаются вокруг общего центра массы. К примеру, самая яркая звезда ночного неба Сириус А сопровождается гораздо более тусклой звездой Сириус В. Период обращения этих двух звезд составляет около 50 лет.

Существует три основных типа двойных звезд. Визуально-двойными называются звезды, такие, как Сириус А и Сириус В, которые можно видеть как отдельные светила невооруженным глазом или с помощью телескопа. Плоскость орбиты двойной звезды не обязательно должна быть перпендикулярной линии зрения. Затменно-двойными называются звезды, которые периодические затмевают друг друга, поскольку их орбиты расположены под углом к нам. Яркость затмено-двойной звезды, такой, как Алголь в созвездии Персея, значительно уменьшается каждый раз, когда одна из двух звезд затмевает другую. Спектрально-двойными называются звезды, которые были определены как таковые лишь потому, что спектр светового излучения двойной системы регулярно смещается по мере того, как две звезды приближаются к нам и удаляются от нас. Спектр светового излучения звезды состоит из непрерывной полосы цветов радуги. В определенных местах спектр пересекают вертикальные линии; эти линии обусловлены поглощением света в газовой оболочке, окружающей звезду. В спектре двойной звезды наблюдается периодически повторяющееся раздвоение спектральных линий. Из — за эффекта доплеровского смещения эти линии сдвигаются к красной части спектра, когда звезда, излучающая свет, удаляется от нас, и к синей части спектра, когда звезда приближается к нам.

См. также статьи «Законы1 Кеплера», «Масса и жизнь звезд».

В 1911 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг, а в 1913 году Генри Рессел независимо друг от друга исследовали зависимость между спектрами звезд и их светимостью. На основании этих данных была построена диаграмма. Положение звезды на диаграмме Герцшпрунга — Ресселла определяется абсолютной звездной величиной, откладываемой по оси ординат, и температурой звезды, откладываемой по оси абсцисс. [3]

Звезды варьируют по абсолютной величине от +15, что в 10 000 раз меньше мощности Солнца, до -10 (примерно в миллион раз мощнее Солнца). Большинство звезд на диаграмме расположено в пределах диагонального пояса, который протягивается от нижнего правого угла к верхнему левому углу. Такое расположение называется Главной последовательностью. Очень мощные звезды класса М, расположенные высоко над Главной последовательностью, называются гигантами или сверхгигантами. Эти звезды гораздо крупнее Солнца. Их расположение обусловлено тем фактом, что звезды класса М холоднее, чем Солнце, поэтому они испускают меньше света на единицу площади поверхности. Звезды-гиганты на диаграмме Герцшпрунга — Ресселла расположены примерно в пяти звездных величинах над Солнцем, а звезды-сверхгиганты расположены примерно в пяти звездных величинах над звездами-гигантами.

Группа очень горячих и тусклых звезд, расположенная под Главной последовательностью, называется белыми карликами. Температура поверхности этих звезд гораздо выше, чем на Солнце, поэтому белый карлик излучает больше света на единицу площади, чем Солнце. Однако по сравнению с Солнцем белый карлик излучает меньше света из-за гораздо меньшего диаметра. Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла дает информацию о том, как развиваются звезды от своего зарождения до гибели и каким образом звезды-гиганты и белые карлики образуют часть этого жизненного цикла.

См. также статьи «Эволюция звезд», «Звездная величина», «Красный гигант», «Белый карлик».

Две соседних звезды одинаковой яркости могут находиться на совершенно разном расстоянии от Земли; одна может быть гораздо ярче и гораздо более отдаленной, чем другая.

Метод параллакса

Расстояния до звезд, расположенных менее чем в нескольких световых годах от Земли, измерялись на основе хорошо известного факта: такие звезды ежегодно немного смещаются по отношению к другим звездам из того же созвездия. Это явление, известное под названием параллакса, обусловлено меняющимся положением Земли по мере того, как она движется по своей орбите. Линия зрения, направленная от Земли к звезде, изменяет положение, когда Земля движется по орбите, поэтому позиция звезды смещается по отношению к фону других звезд в том же созвездии. Это смещение достигает крайнего предела за 6 месяцев, а в следующие 6 месяцев звезда возвращается в прежнее положение. Максимальный сдвиг линии зрения по отношению к звезде образует угол между двумя границами линии зрения. Этот угол можно измерить с точностью до 0,02 угловой секунды (1 угловая секунда составляет 1/3600 градуса).

Угол параллакса звезды определяется как половина ее максимального смещения. Расстояние до звезды с углом параллакса в 1 угловую секунду составляет 1 парсек. Это расстояние равно 3,26 светового года. Поскольку угол параллакса равен углу между линиями от Солнца и Земли на данную звезду, можно доказать, что расстояние в парсеках до звезды равно:

1 / (угол параллакса в дуговых секундах)

При наблюдении через наземные телескопы звезд, расстояние до которых превышает 100 парсеков, методом параллакса пользоваться нельзя, поскольку атмосферная рефракция «смазывает» перемещение звезды примерно на 0,01 секунды дуги.

См. также статьи «Звездная величина», «Космический телескоп «Хаббл»».

Блеск звезды, наблюдаемой с Земли, зависит от ее светимости и расстояния до нее. Абсолютную звездную величину можно вычислить на основании видимой звездной величины и расстояния до звезды. Эйнар Герцшпрунг в 1911 году и Генри Ресселл в 1913 году независимо друг от друга вычислили абсолютные звездные величины ряда звезд, находящихся в пределах 100 парсеков от Солнца, и нанесли их на график с осями координат (абсолютная звездная величина/температура), создав диаграмму, которая называется диаграммой Герцшпрунга — Ресселла. Герцшпрунг также осуществил первую оценку расстояния до переменной звезды из класса цефеид, которую он затем использовал для калибровки периодического отношения v, открытого в 1911 году Генриеттой Ливитт. Это важное отношение с тех пор использовалось для измерения расстояний и других галактик, в которых можно было различить отдельные цефеиды. Таким образом, цефеиды использовались в качестве указателей расстояний до других галактик для расстояний до 1 млн. парсеков.

Расстояния до галактик свыше 1 млн. парсеков определялись с помощью измерения красного смещения каждой галактики, затем расстояние до нее вычислялось на основании закона Хаббла. Этот закон, гласящий, что красное смещение галактики пропорционально расстоянию до нее, был открыт Эдвином Хабблом в 1929 году после того, как он измерил величину красного смещения в двух десятках галактик, расположенных в пределах 2 млн. парсеков от Млечного Пути. По его расчетам, расстояния до этих галактик находились за пределами метода сравнения блеска и наблюдаемого углового размера цефеид в этих галактиках со средним угловым размером и блеском цефеид в более крупных галактиках, находившихся на известном расстоянии.

Космический телескоп Хаббла использовался для наблюдения за цефеидами в галактиках, расположенных на расстоянии до 20 млн. парсеков. Эти измерения подтвердили достоверность закона Хаббла. В дальнейшем с помощью космического телескопа «Хаббл» были выполнены другие исследования по наблюдению сверхновых в отдаленных галактиках, подтвердившие действенность закона Хаббла на огромных расстояниях — до 1500 млн. парсеков.