Книга -

Двойные звезды столь важны потому, что в пих наглядно проявляется сила притяжения. По этой причине они . явились теми объектами звездного мира, которые позволили нам узнать меру притяжепия, т. е. массу звезды. То, что Ньютоп вывел в свое время как следствие из третьего закона Кеплера, а именно, что отношение куба большой оси к квадрату периода обращения прямо пропорционально полной притягивающей масс (а³/Г² — ш), нашло здесь применение. Конечно, для того чтобы по видимой орбите размером в несколько секунд можно было вывести истинную величину, выраженпую в радиусах земной орбиты, следовало к тому же знать и параллакс звезды. У Сириуса, например, большая полуось орбиты компонента В относительно главной звезды составляет 7",5, т. е. в 20 раз больше параллакса, равного 0",37. Следовательно, эта орбита в 20 раз больше орбиты Земли. При периоде в 50 лет отсюда получается полная масса: 20³ : 50² = = 3,2 солнечной массы. Для Сириуса было известно, что расстояние главной звезды от центра тяжести системы составляет w расстояния между обоими компонентами. Отсюда следовало, что массы отдельных компонентов составляли Уз и ²/з суммарной массы системы. Аналогичное вычисление можно было провести и для других ярких двойных звезд, если на основании большого числа меридианных наблюдений у них обнаруживалось движение

яркого компонента. Оказалось, что найденные таким образом массы звезд отличаются от массы Солнца не более чем в 10 раз (в ту или другую сторону), тогда как их светимости могли различаться в миллион раз.

Новый тип двойных звезд обнаружился в то время, когда фотография стала в широком масштабе применяться к исследованию звездных спектров. В 1889 г. мисс Антония К. Мори на Гарвардской обсерватории открыла, что в спектре звезды ζ Большой Медведицы (Мицар) у линии К (единственной сильной и в то же время узкой линии) иногда наблюдалось раздвоение. Еще более регулярное чередование раздвоения и слияния той же самой линии обнаружилось у звезды β Возничего (рис. 62).