Двойные звёзды

Звёзды могут быть одиночными и могут образовывать звёздные пары. На периферии галактик больше одиночных звёзд, вблизи ядра — больше звёзд двойных, тройных и кратных. Первооткрывателем двойных звёзд стал У.Гершель, хотя еще И.Кеплер предполагал их существование. Гершель обнаружил тысячи звёздных пар и доказал, что это действительно близкие звёзды, связанные силами тяготения. Такие звёзды называются физическими двойными. Если компоненты двойной звезды достаточно удалены друг от друга, так что видны раздельно (могут быть разрешены), то такие двойные звёзды называются визуально двойными. Двойственность некоторых тесных пар, компоненты которых не видны в отдельности, может быть обнаружена либо фотометрически (затменно-двойные звёзды), либо спектроскопически (спектрально-двойные).

В отличии от вышеперечисленных физически двойных существует большая группа звёзд, которые на самом деле далеки друг от друга и физически не связаны между собой. Они только проектируются в очень близкие точки на небесной сфере и потому называются оптическими двойными звёздами.

Двойные звёзды весьма часто встречаются в природе, поэтому их изучение существенно не только для выяснения природы самих звёзд, но и для космогонических проблем происхождения и эволюции звёзд.

Тесные двойные или физически-двойные системы представляют собою такие пары звёзд, расстояние между которыми сопоставимо с их размерами, При этом существенную роль начинают играть приливные взаимодействия между компонентами. Под действием приливных сил поверхности обеих звёзд перестают быть сферическими, звёзды приобретают эллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к другу приливные горбы, подобно лунным приливам в океане Земли.

Форма, которую принимает тело, состоящее из газа, определяется поверхностью, проходящей через точки с одинаковыми значениями гравитационного потенциала. Эти поверхности называются эквипотенциальными. Газ может свободно течь вдоль эквипотенциальной поверхности, что и определяет равновесную форму тела. Для одиночной невращающейся звезды эквипотенциальные поверхности, очевидно, — концентрические сферы с центром, совпадающим с центром масс. Это объясняет сферичность обычных звёзд. Для тесной двойной системы эквипотенциальные поверхности имеют сложную форму и образуют несколько семейств кривых. Характер их легко представить, если внимательно посмотреть на сечение критических поверхностей, разделяющих эти семейства. Самая внутренняя из них восьмеркой охватывает обе звезды и проходит через первую (внутреннюю) точку Лагранжа L1. Эта поверхность ограничивает область, называемую внутренней полостью Роша, состоящую из двух замкнутых объемов, в каждом из которых располагаются эллипсоиды эквипотенциальных поверхностей, определяющих форму деформированных приливным взаимодействием звёзд. Две другие критические поверхности проходят соответственно через вторую и третью (внешние) точки Лагранжа, причем последняя поверхность ограничивает еще две полости, содержащие точки Лагранжа L4 и L5. Если внешние слон звёзд выходят за пределы внутренней полости Роша, то, растекаясь вдоль эквипотенциальных поверхностей, газ может, во- первых, перетекать от одной звезды к другой, а, во- вторых, образовать оболочку, охватывающую обе звезды. Классическим примером такой системы является звезда b Лиры, спектральные наблюдения которой позволяют обнаружить как общую оболочку тесной двойной, так и газовый поток от спутника к главной звезде.

Чтобы убедиться в том, что данная пара звёзд физически связана и не является оптически двойной, необходимо произвести длительные наблюдения, позволяющие заметить орбитальное движение одной из звёзд относительно другой. С большой степенью вероятности физическая двойственность звёзд может быть обнаружена по их собственным движениям: звёзды, образующие физическую пару (компоненты двойной звезды), имеют почти одинаковое собственное движение. Иногда видна только одна из звёзд, совершающих взаимное орбитальное движение. В этом случае ее путь на небе выглядит волнистой линией.

Движение компонентов двойных звёзд происходит в соответствии с законами Кеплера: оба компонента описывают в пространстве подобные (т.е. с одинаковым эксцентриситетом) эллиптические орбиты вокруг общего центра масс.

Таким же эксцентриситетом обладает орбита звезды-спутника относительно главной звезды, если последнюю считать неподвижной. Большая полуось орбиты относительного движения спутника вокруг главной звезды равна сумме больших полуосей орбит движения обеих звёзд относительно центра масс. С другой стороны, величины больших полуосей этих двух эллипсов обратно пропорциональны массам звёзд. Таким образом, если из наблюдений известна орбита относительного движения, можно определить сумму масс компонентов двойной звезды. Если же известны отношения полуосей орбит движения звёзд относительно центра масс, то можно найти еще отношение масс и, следовательно, массу каждой звезды в отдельности. В этом также заключается огромная роль изучения двойных звёзд в астрономии: оно позволяет определить важную характеристику звезды — массу, знание которой необходимо для исследования внутреннего строения звезды и ее атмосферы.

А теперь приступим к рассмотрению различных физически двойных звёзд.

Как уже было сказано в начале этой главе единственными физически двойными звёздами, которые хорошо видны раздельно, являются визуально-двойные. Видимую орбиту звезды-спутника относительно главной звезды находят по длительным рядам наблюдений, выполненным в различные эпохи. С довольно высокой точностью наблюдений эти орбиты всегда оказываются эллипсами. В некоторых случаях на основании сложного собственного движения одиночной звезды, относительно других звёзд фона, можно судить о наличии у неё спутника, который невидим либо из- за близости к главной звезде, либо из- за своей значительно меньшей светимости (темный спутник). Именно таким путем были открыты первые белые карлики — спутники Сириуса и Прёоциона, впоследствии обнаруженные визуально.

Видимая орбита визуально- двойной звезды является проекцией истинной орбиты на картинную плоскость. Поэтому для определения всех элементов орбиты прежде всего необходимо знать угол наклонения i. Этот угол можно найти, если видны обе звезды. Его определение основано на том, что в проекции на плоскость, перпендикулярную лучу зрения, главная звезда оказывается не в фокусе эллипса видимой орбиты, а в какой-то другой его внутренней точке. Положение этой точки однозначно определено углом наклонения i и долготой периастра w. Таким образом, определение элементов i и w, а также эксцентриситета е является чисто геометрической задачей. Элементы Р, Т и р получаются непосредственно из наблюдений. Наконец, истинное значение большой полуоси орбиты а' и видимое а связаны очевидным соотношением а' = a cos i.

Из наблюдений а' и, следовательно, а получаются в угловой мере. Только зная параллакс звезды, можно найти значение большой полуоси в астрономических единицах (а.е.).

В настоящее время зарегистрировано свыше 60 000 визуально- двойных систем. Примерно у 2000 из них удалось обнаружить орбитальные движения с периодами от наименьшего 2,62 года у e Ceti до многих десятков тысяч лет. Однако надежные орбиты вычислены примерно для 500 объектов с периодами, не превышающими 500 лет.

Затменно- двойными называются такие неразрешимые в телескопы тесные пары звёзд, видимая звёздная величина которых меняется вследствие периодически наступающих для земного наблюдателя затмений одного компонента системы другим. В этом случае звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей — спутником. Типичными примерами звёзд этого типа являются звёзды Алголь b Персея и b Лиры. Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а также спутника главной звездой суммарная видимая звёздная величина затменно- двойных звёзд меняется периодически.

График, изображающий изменение потока излучения звезды со временем, называется кривой блеска. Момент времени, в который звезда имеет наименьшую видимую звёздную величину, называется эпохой максимума, а наибольшую — эпохой минимума. Разность звёздных величин в минимуме и максимуме называется амплитудой, а промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами — периодом переменности. У Алголя, например, период переменности равен 2d 20h 49m, а у b Лиры — 12d 21h 48m.

По характеру кривой блеска затменно- двойной звезды можно найти элементы орбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры компонентов, а в некоторых случаях даже получить представление об их форме.

На основании детального изучения кривых блеска можно получить следующие данные о компонентах затменных переменных звёзд:

1. Характер затмений (частное, полное или центральное) определяется наклонением i и размерами звёзд. Когда i = 90°, затмение центральное, как у b Лиры. В тех случаях, когда диск одной звезды полностью перекрывается диском другой, соответствующие области кривой блеска имеют характерные плоские участки (как у IH Кассиопеи), что говорит о постоянстве общего потока излучения системы в течение некоторого времени, пока меньшая звезда проходит перед или за диском большей. В случае только частных затмений минимумы острые (как у RX Геркулеса или b Персея).

2. На основании продолжительности минимумов находят радиусы компонентов R1 и R2, выраженные в долях большой полуоси орбиты, так как продолжительность затмения пропорциональна диаметрам звёзд.

3. Если затмение полное, то по отношению глубин минимумов можно найти отношение светимостей, а при известных радиусах, — также и отношение эффективных температур компонентов.

4. Отношение промежутков времени от середины главного минимума до середины вторичного минимума и от вторичного минимума до следующего главного минимума зависит от эксцентриситета орбиты е и долготы периастра w. Точнее, фаза наступления вторичного минимума зависит от произведения е•cos w. Если вторичный минимум лежит посередине между двумя главными минимумами (как у RX Геркулеса), то орбита симметрична относительно луча зрения и, в частности, может быть круговой. Асимметрия положения вторичного минимума позволяет найти произведение е•cos w.

5. Наклон кривой блеска, иногда наблюдаемый между минимумами, позволяет количественно оценить эффект отражения одной звездой излучения другой, как, например, у b Персея.

6. Плавное изменение кривой блеска, как, например, у b Лиры, говорит об эллипсоидальности звезд, вызванной приливным воздействием очень близких компонентов двойных звезд. К таким системам относятся звезды типа b Лиры и W Большой Медведицы. В этом случае по форме кривой блеска можно установить форму звёзд.

7. Детальный ход кривой блеска в минимумах иногда позволяет судить о законе потемнения диска звезды к краю. Выявить этот эффект, как правило, очень трудно. Однако, в отличие от Солнца, это единственный имеющийся в настоящее время метод изучения распределения яркости по дискам звёзд.

В итоге на основании вида кривой блеска затменно-двойной звезды в принципе можно определить следующие элементы и характеристики системы: i — наклонение орбиты; Р — период; Т — эпоха главного минимума; е — эксцентриситет орбиты; w — долгота периастра; R1 и R2 — радиусы компонентов, выраженные в долях большой полуоси; для звёзд типа b Лиры — эксцентриситеты эллипсоидов, представляющих форму звёзд; L1/L2 — отношение светимостей компонентов или их температур T1/T2 .

Для некоторых особых типов звёзд (например, Вольфа- Райе), если они затменные, удаётся найти ряд дополнительных характеристик.

Задача определения всех этих величин весьма сложна и далеко не всегда может быть решена до конца. Обычно по общему виду кривой блеска сначала грубо определяют тип и поименную ориентацию орбиты, после чего точно вычисляются элементы орбиты. В настоящее время известно свыше 4000 затменно-двойных звёзд различных типов. Минимальный известный период — менее часа, наибольший — 57 лет. Информация о затменных звёздах становится более полной и надёжной при дополнении фотометрических наблюдений спектральными.

В 1967-69 гг. М. А. Свечниковым была разработана классификация тесных затменно- двойных звёздных систем, сочетающая достоинства классификации Копала (1955), учитывающей геометрические свойства этих систем (размеры компонентов по отношению к размерам соответствующих внутренних критических поверхностей (ВКП) Роша) и классификации Крата (1944, 1962 гг.), основанной на физических характеристиках компонентов, входящих в данную систему. Как было показано в работе М. А. Свечникова (1969), подавляющее большинство изученных затменных переменных звёзд (т.е. тех систем, для которых определены фотометрические и спектроскопические элементы) принадлежит к одному из следующих основных типов:

1. Разделенные системы главной последовательности (РГП), где оба компонента системы являются звёздами главной последовательности, не заполняющими соответствующие ВКП, обычно не приближающиеся к ним ближе по размерам чем ¾.

2. Полуразделенные системы (ПР), где более массивный компонент является звездой главной последовательности, обычно далекой от своего предела Роша, а менее массивный спутник является субгигантом, обладающим избытком светимости и радиуса и близким по размерам к соответствующей ВКП.

3. Разделенные системы с субгигантом (РС), у которых, в отличии от ПР-систем, спутник-субгигант, несмотря на большой избыток радиуса, не заполняет свою ВКП, а имеет размеры, значительно меньшие, чем последняя.

4. «Контактные» системы, в которых компоненты близки по своим размерам к соответствующим ВКП (хотя и не обязательно в точности их заполняют). Эти системы подразделяются на два разных подтипа:

а) Контактные системы типа W UMa (KW), имеющие, в большинстве случаев, спектры главных компонентов более поздние, чем F0. Главные (более массивные) компоненты у этих систем не уклоняются значительно от зависимостей масса-светимость и масса-радиус для звезд главной последовательности в то время, как спутники обладают значительным избытком светимости (подобно субгигантам в ПР и РС-системах), но не обладают избытком радиуса (вследствие чего они располагаются на диаграмме спектр-светимость левее главной начальной последовательности, примерно параллельно ей);

б) Контактные системы ранних спектральных классов (КР) (F0 и более ранние), где оба компонента, близкие по размерам к своим ВКП, тем не менее, в большинстве случаев не уклоняются значительно от зависимостей масса-светимость и масса- радиус для звёзд главной последовательности.

5. Системы, имеющие хотя бы один компонент, являющийся либо сверхгигантом, либо гигантом позднего спектрального класса (С-Г). Такие системы сравнительно многочисленны среди изученных затменных переменных вследствие их высокой светимости и необычных физических характеристик, но в действительности они, по- видимому, должны составлять лишь небольшую долю от общего числа тесных двойных систем.

6. Системы, у которых, по крайней мере, один компонент лежит ниже главной последовательности и является горячим субкарликом или белым карликом (С-К). Сюда же были отнесены и системы, один из компонентов, которых является нейтронной звездой или «чёрной дырой», а также системы с WR-компонентами.

Подобная классификация была выполнена ранее М. А. Свечниковым в 1969 году для 197 затменных систем с известными абсолютными элементами. Она могла быть более или менее уверенно проведена также для затменно-двойных с известными фотометрическими элементами, у которых можно каким-либо образом оценить и отношение масс компонентов q=m²/m1 и тем самым определить относительные размеры соответствующих ВКП. Так, из примерно 500 затменных систем с известными фотометрическими элементами, имеющихся в карточном каталоге М. А. Свечникова, надежную классификацию можно было провести для 367 систем. В остальных случаях при отнесении системы к тому или иному типу имеется некоторая степень неуверенности, обычно из- за отсутствия или ненадёжности имеющихся данных о величине q.

В спектрах некоторых двойных звёзд наблюдается периодическое раздвоение или колебание положения спектральных линий. Если эти звёзды являются затменно-двойными то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. При этом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно нулю. В остальные моменты времени наблюдается раздвоение спектральных линий, общих для спектров обеих звёзд. Наибольшей величины раздвоение линий достигает при наибольшей лучевой скорости компонентов, одного — в направлении к наблюдателю, а другого — от него. Если наблюдаемый спектр принадлежит только одной звезде (а спектр второй не виден из-за её слабости), то вместо раздвоений линий наблюдается их смещение то в красную, то в синюю часть спектра. Зависимость от времени лучевой скорости, определенной по смещениям линий, называется кривой лучевых скоростей. Форма кривой лучевых скоростей определяется только двумя параметрами: эксцентриситетом орбиты е и долготой периастра w.

Таким образом, комбинацию этих двух параметров, или оба их в отдельности, можно определить, если известна кривая лучевых скоростей. Звёзды, двойственность которых может быть установлена только на основании спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными. В отличие от затменных переменных звёзд, у которых плоскости их орбит составляют весьма малый угол с лучом зрения (i<90°), спектрально- двойные звёзды могут наблюдаться и в тех случаях, когда этот угол много больше. И только если плоскость орбиты близка к картинной плоскости, движение звёзд не вызывает заметного смещения линий, и тогда двойственность звезды обнаружена быть не может.

Если плоскость орбиты проходит через луч зрения (i = 90°), то наибольшее смещение спектральных линий позволяет определить значение полной скорости V движения звёзд относительно центра масс системы в двух диаметрально противоположных точках орбиты. Эти значения являются экстремумами кривой лучевых скоростей. Поскольку долгота периастра w и эксцентриситет известны на основании вида кривой лучевых скоростей, тем самым на основании теории эллиптического движения удается определить все элементы орбиты. Если же i >90°, то получаемые из наблюдений значения лучевых скоростей равны Vr = V sin i. Поэтому, хотя спектроскопически могут быть найдены абсолютные значения линейных параметров орбиты (выраженных в километрах), все они содержат неопределенный множитель sin i, который нельзя определить из спектроскопических наблюдений.

Из сказанного ясно, что в тех случаях, когда кривая лучевых скоростей известна для затменно-переменной звезды (для которой можно определить i), получаются наиболее полные и надежные элементы орбиты и характеристики звезд. При этом все линейные величины определяются в километрах. Удается найти не только размеры и формы звёзд, но даже и их массы.

В настоящее время известно около 2500 звёзд, двойственная природа которых установлена только на основании спектральных наблюдений. Примерно для 750 из них удалось получить кривые лучевых скоростей, позволяющие найти периоды обращения и форму орбиты.

Изучение спектрально-двойных звёзд особенно важно, так как оно позволяет получить представление о массах удалённых объектов большой светимости.

Сегодня известно уже около 100 тысяч физически двойных звёздных пар. Из них только 10% уверенно обнаруживают относительные орбитальные движения и лишь для 1% (примерно для 500 звёзд) оказывается возможным надёжно вычислить орбиты.

Невооруженным глазом можно увидеть звёздную пару Мицар-Алкор в созвездии Большой Медведицы. Сириус тоже является двойной звездой: Сириус А — белая звезда — вдвое больше Солнца, Сириус В — массивный невидимый спутник (белый карлик).

Но наряду с двойными существуют ещё и тройные, и кратные звёзды. Тройной звездой является а Центавра. Одна из трёх звёзд Проксима Центавра — ближайшая в настоящее время к Солнечной системе звёзда. Она является красным карликом, расположена на расстоянии 1,31 пк., свет от нее идет 4,2 года.

К четырёхкратным звёздам относятся Капелла, Ригель; Полярная звезда является пятикратной звездой, а звезда Кастор в созвездии Близнецов — шестикратной.

По мнению М.Я.Марова (1981), наше Солнце тоже двойная звезда, у неё есть спутница — звезда Немезида. Звезда Немезида является звездой-карликом примерно девятой звёздной величины, находится на сильно эксцентрической орбите с максимальным удалением до 2,5 св. лет. Период вращения Немезиды вокруг Солнца составляет 26 млн. лет. При приближении к Солнцу звезда Немезида сильно возмущает кометное облако, забрасывая кометы внутрь Солнечной системы. Интересно отметить, что период исчезновения некоторых видов на Земле составляет примерно 26-31 млн. лет. Следовательно, увеличение запыленности вследствие соударений с кометами может приводить к катастрофам на Земле.

 Солнце является одиночной звездой. Но иногда две или несколько звезд расположены близко друг к другу и обращаются одна вокруг другой. Их называют двойными или кратными звездами. Их в Галактике очень много. Так, у звезды Мицар в созвездии Большой Медведицы есть спутник — Алькор. В зависимости от расстояния между ними двойные звезды обращаются друг вокруг друга быстро или медленно, и период обращения может составлять от нескольких дней до многих тысяч лет. Некоторые двойные звезды повернуты к Земле ребром плоскости своей орбиты, тогда одна звезда регулярно затмевает собой другую. При этом общая яркость звезд ослабевает. Мы воспринимаем это как перемену блеска звезды. Например, «дьявольская звезда» Алголь в созвездии Персея с древних времен известна как переменная звезда. Каждые 69 часов, — таков период обращения звезд в этой двойной системе, — происходит затмение более яркой звезды ее холодным и менее ярким соседом. С Земли это воспринимается как уменьшение ее блеска. Через десять часов звезды расходятся, и яркость системы опять становится максимальной.

Двойные звезды — это две (иногда встречается три и более) звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести. Существуют разные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правило, это красный гигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, эти звезды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звезд, анализируя их взаимодействие можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звезд. Как правило, эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Много таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном С. Н. Блажко. Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.

Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.
Двойные звезды

Солнце является одиночной звездой. Но иногда две или несколько звезд расположены близко друг к другу и обращаются одна вокруг другой. Их называют двойными или кратными звездами. Их в Галактике очень много. Так, у звезды Мицар в созвездии Большой Медведицы есть спутник — Алькор. В зависимости от расстояния между ними двойные звезды обращаются друг вокруг друга быстро или медленно, и период обращения может составлять от нескольких дней до многих тысяч лет. Некоторые двойные звезды повернуты к Земле ребром плоскости своей орбиты, тогда одна звезда регулярно затмевает собой другую. При этом общая яркость звезд ослабевает. Мы воспринимаем это как перемену блеска звезды. Например, «дьявольская звезда» Алголь в созвездии Персея с древних времен известна как переменная звезда. Каждые 69 часов, — таков период обращения звезд в этой двойной системе, — происходит затмение более яркой звезды ее холодным и менее ярким соседом. С Земли это воспринимается как уменьшение ее блеска. Через десять часов звезды расходятся, и яркость системы опять становится максимальной.

Двойные звезды — это две (иногда встречается три и более) звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести. Существуют разные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правило, это красный гигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, эти звезды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звезд, анализируя их взаимодействие можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звезд. Как правило, эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Много таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном С. Н. Блажко. Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.

Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.

Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точки опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд (или просто — двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже больше. Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно, называются видимыми двойными.

Видимое расстояние между звездами в двойной звезде измеряется в секундах дуги. Минута дуги (') содержит 60 секунд ("), 60 минут дуги составляют градус (°); таким образом, одна секунда дуги составляет 1/3600 градуса. Видимый диаметр Луны составляет около 30 минут дуги или 0,5 градуса.

Двойные звезды с наиболее удаленными компонентами (в несколько секунд дуги и более) можно увидеть в небольшие телескопы и даже бинокли, но чем ближе друг к другу компоненты двойной звезды, тем больше должна быть апертура телескопа. Стабильность состояния атмосферы, называемая видимостью, также влияет на возможность различить близкие двойные звезды. Наиболее яркие примеры наблюдаемых двойных звезд описаны в тексте, сопровождающем каждую карту.

Спектроскопическая двойная звезда — это пара звезд, которые расположены слишком близко друг к другу и неразличимы в телескоп; существование второй звезды выявляется при анализе света с помощью спектроскопа.