Книга -

Раздвоение означало, что два однотипных спектра были немного сдвинуты один относительно другого из-за различия лучевых скоростей. Следовательно, здесь обращались друг около друга две однотипные звезды, причем период обращения у β Возничего составлял 4 дня. Вскоре такое же периодическое раздвоение спектральных линий было найдено и у многих других звезд. Это были «спектральные двойные», чаще всего с весьма большой относительной скоростью на орбите — в десятки и сотни км!сек (иначе их было бы трудно открыть). Эти звезды с коротким периодом обращения были так близки друг к другу, что даже с лучшими телескопами не удавалось заметить их двойственности.

Около 1890 г. Фогель и Шейнер в Потсдаме занялись фотографированием при помощи вновь сконструированного спектрографа спектров ярких звезд для измерения лучевых скоростей. При этом они заметили, что у некоторых звезд, таких как Спнка в Деве и Алголь в Персее, эта скорость периодически то увеличивалась, то уменьшалась. Таким образом, они также были спектральными двойными звездами с орбитальным движением, направленным то к нам, то от нас, но спектр второй звезды оставался невидимым. Это, конечно, не означало того, что второе тело было совсем темным. Оно должно было быть только значительно слабее яркого компонента, затмевавшего его спектральные линии. Этот тип двойных, отличавшийся только переменностью лучевой скорости, был гораздо многочисленнее, чем тот, где у примерно одинаковых компонентов наблюдалось раздвоепие линий. В следующие годы и в начале нового столетия на Ликской обсерватории Кемпбелл открыл большое число спектральных двойных (в его каталог 1924 г. входило более 1000 звезд). Oii считал, что к этому типу принадлежит треть всех звезд. Следовательно, хотя одиночных звезд, сходных с нашим Солнцем,— большинство, двойственность звезд можно считать обычным состоянием. Ясно, что к ним вполне подходило теоретическое заключение о делении одного тела па два компонента, с последующим их удалением друг от друга иод действием приливного трения. Происхождение очень широких пар — обычных двойных звезд с периодом обращения в десятки π сотни лет — было трудно объяснить таким образом.