Обращение их около общего центра тяжести обнаружил впервые Гершель в Англии и подтвердил В. Я. Струве в России. Измеряя взаимное положение двойных звезд из года в год, можно определить период их обращения, который в большинстве случаев весьма велик и превышает тысячи лет. Самый короткий из них составляет около года.
Из таких измерений выясняется и форма их орбит, но истинный размер орбит становится известен только в том случае, когда известно расстояние. В самом деле, наблюдения дают лишь угол, под которым видна большая полуось орбит звезд. Изучение взаимного движения двойных звезд необычайно ценно для нас прежде всего в двух отношениях. Во-первых, оно показывает, что закон всемирного тяготения справедлив и в мире звезд, далеко за пределами солнечной системы.
Во-вторых, оно предоставляет нам единственную возможность определять массы звезд. Оказалось, что в противоположность светимостям и размерам массы звезд сравнительно мало отличаются друг от друга. Массы гигантов больше, чем массы карликов, но в общем все они заключены в пределах от 40 до 1/4 массы Солнца. Только отдельные редкие звезды имеют массы, доходящие до сотни масс Солнца. Это однообразие в массах звезд наряду с разнообразием размеров их приводит к заключению, что плотности звезд должны быть крайне различны. Между массой и светимостью звезд есть четкая зависимость (правда, ей подчиняются не все звезды) и она показывает, что большую силу света способны иметь лишь массивные звезды, так что масса звезд определяет соотношение между их температурой и размерами.Среди двойных звезд мы встречаем такие пары, которые напоминают двух близнецов, настолько составляющие их звезды похожи во всем друг на друга. Представьте себе, что мы - жители планеты, которая, может быть, обращается вокруг одной из таких звезд. Какие изумительные картины разворачиваются там на небе! Из-за горизонта встает, например, красный громадный круг солнца, в сотни раз большего видимого поперечника, чем наше. За ним встает маленькое голубоватое солнце и постепенно исчезает за массивной спиной своего патрона, чтобы потом снова из-за нее вынырнуть.
Или же там настает день, залитый красным светом, как у нас на закате Солнца, а вместо ночи затем наступает голубой день. Может быть, иногда голубое солнце проходит перед красным и сияет, как голубой бенгальский огонь на красном фоне.
А что можно увидеть в системе существующих тройных и даже четверных звезд, где одна из звезд или обе являются сами системами двойных солнц, разного размера и цвета! Какие причудливые комбинации солнц и какая игра красок там должны быть, как сложно там меняются ночи и дни с разным числом солнц на небе, дни, длящиеся иногда годами и, может быть, даже никогда не переходящие в ночь!
Очень тесные пары звезд не раскрывают нам своей природы даже в телескоп. В него такая пара выглядит как одна звезда, но тут на помощь нам приходит спектральный анализ.
В "ручке ковша" Большой Медведицы вторая с конца звезда второй величины называется Мицар. Нормальным глазом близко-близко от нее (на расстоянии 11') видна звездочка пятой величины, которую заметили еще арабы и назвали Алькор, что значит. В небольшой телескоп видно, что сам Мицар состоит из двух почти одинаковых звезд с взаимным расстоянием 14 ", а Алькор кажется от них очень далеким. Мицар - визуально-двойная звезда.
В 1887-1889 гг. на Гарвардской обсерватории .было получено много фотографий спектра более яркой компоненты в паре Мицара - Мицара А. Рассматривая эти снимки спектра (спектрограммы), директор обсерватории Эдуард Пиккеринг поразился, увидев, что на одних снимках линии спектра - как линии, а на других они двойные. Когда стали исследовать это подробнее, оказалось, что линии спектра раздваиваются периодически. Точнее говоря, линии по временам расщепляются на две, расстояние между ними все растет, достигает наибольшей величины, затем снова уменьшается, линии опять сливаются и затем снова так же расщепляются, проделывая все свои превращения так же точно, как часы, а вернее сказать, еще точнее. Вскоре А. А. Белопольский в Пулкове и другие ученые за границей открыли еще ряд звезд с периодически раздваивающимися линиями, тоже являющихся спектрально-двойными звездами, как их назвали.
Правильность объяснения такого раздваивания линий в спектре была подтверждена в 1920г., когда с помощью интерферометра, применявшегося для измерения диаметров звезд, удалось измерить расстояние между сочленами одной спектрально-двойной звезды. Измеренное интерферометром, но не ощутимое непосредственно в телескоп ничтожно малое угловое расстояние между ними в точности совпало с вычисленным на основании спектральных данных. Эта звезда была Капелла, и угловое расстояние между составляющими ее звездами было равно в это время 0",045, что чуть-чуть меньше расстояния, на котором две звезды могут быть видимы по отдельности в наибольший в мире телескоп.
Периоды обращения спектрально-двойных звезд более короткие - от 2 часов до 15 лет.
Эти случаи еще раз показывают, как спектральный анализ обнаруживает двойственность звезд, позволяет открывать невидимые движения их. Спектр звезды - это такой ее паспорт, который показывает ее состав и не позволяет укрыть ни одну из ее тайн.
Цефеиды, это переменные звезды, названные так по характерному члену этого типа звезд дельта Цефея. Цефеиды - пульсирующие звезды гиганты. Их периоды заключены в пределах от 1,5 до 50 суток. Цефеиды присутствуют как в Галактике, так и во внегалактических звездных системах - Магеллаповых Облаках и туманности Андромеды. Благодаря цефеидам было измерено точное расстояние до Туманности Андромеды. Амплитуды колебаний блеска цефеид разнообразны. Так, например, Полярная звезда (а Малой Медведицы) - цефеида с периодом, равным Зd,969754, и малой амплитудой колебания блеска: от 2,64 в минимуме до 2,50 в максимуме. У других цефеид амплитуды могут достигать полутора звездных величии. Синхронно с блеском изменяются температура фотосферы, показатели цвета и лучевые скорости, а следовательно, и радиусы фотосферы и атмосферы, в которой возникают спектральные линии. К настоящему времени в Галактике известно около 1000 цефеид. Их изучение и статистическое сопоставление их свойств показало, что совокупность цефеид не однородна по своему составу. Пришлось разделить ее на группы - подклассы. Наиболее многочисленна группа звезд, получивших название дельта-цефеиды, их часто называют классическими цефеидами. Для этих цефеид (к числу которых принадлежит и сама дельта Цефея) характерна зависимость между периодом и формой кривой блеска, открытая и изученная Э. Герцшпрунгом. У цефеид с периодами в пределах от 1,5 до 5 суток кривая изменения блеска гладкая. При более продолжительных значениях периода появляется на нисходящей ветви кривой блеска, который постепенно перемещается к максимуму, при периоде около 10 суток совмещается с максимумом, а затем проявляется на восходящей ветви кривой в виде задержки подъема блеска. Таким образом, по величине периода и форме кривой блеска легко отличить дельта-цефеиду от других объектов.
У цефеид меняются показатель цвета и спектральный класс. Мы видим, что светимости делъта-цефеид велики, а их спектральные классы F, G и К. Это свидетельствует о том, что на диаграмме Герцшпрунга-Рессела они относятся к желтым сверхгигантам.
Другой характерный представитель цефеид - W Девы. Были открыты и исследованы другие цефеиды, сходные по своим свойствам с W Девы. Их объединили в подкласс. Оказалось, что подобные объекты встречаются в некоторых шаровых звездных скоплениях, как известно, наиболее старых системах, входящих в Галактику. Цефеиды-дубльве принадлежат сферической составляющей Галактики, и введенное разделение на подклассы получило глубокий космогонический смысл.
Кроме этих двух групп, удалось выделить третью группу мало амплитудных цефеид, которые были названы цефеидама-дзета, по имени яркой звезды дзета Близнецов. Они обладают симметричными кривыми блеска и расположены в пространстве вблизи центральных областей спиральных ветвей Галактики. На основе длительных наблюдений применением метода графиков изучено изменение периодов многих цефеид. Обнаружено, что у разных подклассов цефеид эти изменения протекают по-разному.
