Подвійні зірки, дві зірки, близькі один одному в просторі і складові фізичну систему, компоненти якої зв'язані силами взаємного тяжіння. Компоненти звертаються по еліптичних орбітах довкола загального центру мас і разом рухаються в Галактиці. Д. з. є окремим випадком кратних зірок, що складаються інколи з декількох Компонентів (до 8). По методиці виявлення розрізняють: візуально-подвійні зірки (їх компоненти можна побачити за допомогою телескопа візуально або сфотографувати); спектрально-подвійні зірки (подвійність виявляється в періодичних зсувах або роздвоєннях ліній їх спектрів); затменно-подвійні зірки (їх компоненти періодично загороджують один одного від спостерігача); астрометричні Д. з., або темні супутники (дуже точні виміри положень дозволяють виявити періодичні зсуви зірки впливом темного супутника, що звертається довкола неї); фотометричні Д. з. (при відмінності в температурі поверхонь компонентів точна багатоколірна електрофотометрія показує її відмінність від одиночних зірок). Інколи про подвійність якої-небудь зірки можна судити по її складному (комбінованому) спектру або по однаковому помітному власному руху два не дуже близько розташованих зірок (широкі пари). Кратні системи можуть складатися з Д. з. різного вигляду. Так компонент візуально-подвійної зірки сам може виявитися подвійним одного з перерахованих видів. Описані типи Д. з., що є фізичними системами, називаються фізичними Д. з. Вигляд Д. з. мають також пари зірок, компоненти яких розділені величезними відстанями по променю зору і лише випадково (і тимчасово) розташовуються в безпосередній видимій близькості один до одного на небесній сфері. З часом вони розійдуться і перестануть вважатися Д. з. Такі системи називаються оптичними Д. з. При складанні каталогів до Д. з. відносять лише ті об'єкти, в яких відстані між компонентамі не перевищують деякої межі, залежної від блиску (видимої зоряної величини) головної зірки і її супутника. Так, дві зірки 2-ої зоряної величини можуть вважатися компонентамі Д. з., якщо відстань між ними менше 40’’, дві зірки 9-ої зоряної величини — не більш 3’’ і так далі Всестороннє вивчення Д. з. має велике значення, оскільки воно дає спосіб надійного визначення мас зірок, а у ряді випадків — визначення розмірів компонентів і їх форми, щільності і закону її зміни з відстанню від центру зірки, а також будови зоряних атмосфер. Всі ін. способи визначення мас зірок спираються на визначення мас Д. з.
Вивчення Д. з. почалося в середині 17 ст, коли Г. Галілей відкрив декілька Д. з. і запропонував метод визначення відносного паралакса яскравої головної зірки оптичної Д. з. по відношенню до слабкішою і тому, ймовірно, дальшою. До середини 18 ст було виявлено всього біля 20 Д. з.; тоді ж почалися і перші виміри позиційного кута супутника q і відстані між компонентамі r ( мал. 1 ). Після 25 років спостережень англійський астроном В. Гершель в 80-х рр. 18 ст виявив в деяких Д. з. явне орбітальне (оскільки воно було криволінійним) рух супутника відносно головної зірки і оцінив періоди звернення декілька з них. Так були відкриті фізичні Д. з. Російський астроном В. Я. Струве заклав твердий фундамент учення о Д. з. своїми багатолітніми дослідженнями. Він відкрив багато нових Д. з. (його каталог 3110 Д. з. опублікований в 1827), виміряв положення супутників в 2640 Д. з. (опубліковано в 1837), на меридіанному крузі визначав точні положення Д. з. протягом 20 років (опубліковано в 1852). Англійський астроном Дж. Гершель розповсюдив дослідження Д. з. на Південну півкулю піднебіння. Російський астроном О. В. Струве досліджував проблему систематичних помилок при вимірі Д. з. До середини 20 ст відомо близько 60 000 візуально-подвійних зірок. Для виміру візуально-подвійних зірок з часів В. Гершеля застосовуються позиційні мікрометри різних видів, а для найменших кутових відстаней — зоряні інтерферометри . На великих телескопах можна вимірювати відстані до 0,1—0,2’’. Застосування фотографії до вимірів Д. з. дає прекрасні результати для відстаней більше 1—2’’.
Видимий відносний рух супутника довкола головної зірки здійснюється по еліпсу (включаючи коло і пряму як приватні види цієї кривої). Головна зірка завжди знаходиться усередині еліпса, але зазвичай не у фокусі видимої орбіти. Радіус-вектор (що сполучає головну зірку з супутником) описує площі, пропорційні часу, тобто для Д. з. дотримується 2-й Кеплера закон . Видима орбіта Д. з. ( мал. 2 , а) є проекцією дійсної орбіти ( мал. 2 , би) на картинну плоскість (перпендикулярну свічу зір). Розроблено багато методів визначення елементів орбіт Д. з.: велика піввісь, нахил орбіти, ексцентриситет, позиційний кут лінії вузлів, по якій плоскість орбіти пересікає картинну плоскість, довготи періастра (кута між лінією вузлів і лінією, сполучаючою періастр з апоастром в плоскості дійсної орбіти), періоду звернення і моменту (дати) проходження супутника через періастр. З декількох десятків тисяч візуально-подвійних зірок лише близько 2000 виявляють орбітальний рух і лише для приблизно 300 обчислені орбіти. Найкоротший період (1,72 років) має зірка BD — 8°4352; з великих періодів більш менш достовірні лише ті, які не перевищують 500 років. Для пар з однаковим великим власним рухом періоди формально виходять порядка сотні тисяч років.
Перша спектрально-подвійна зірка була відкрита в 1889. У її спектрі відбувається періодичне роздвоєння спектральних ( мал. 2 ) ліній, що свідчить про орбітальний русі обох компонентів довкола загального центру мас. В інших Д. з. цього типа спостерігаються періодичні зсуви одиночних ліній: лінії слабкішого компонента в спектрі не помітні. Аналіз кривої зміни променевих швидкостей спектрально-подвійної зірки дозволяє знайти наступні елементи орбіти: період, ексцентриситет, момент (дату) проходження періастра, довготу періастра, а також твір а sin i ( а — велика піввісь, I — нахил орбіти) і променеву швидкість g центру мас. Деяке уявлення про характер променевих швидкостей залежно від форми і розташування орбіти дає мал. 3 . З приблизно 2000 відкритих спектрально-подвійних зірок орбіти обчислені для 500. Їх періоди складають від 4,7 години до 60 років.
Якщо нахил орбіти близький до 90°, можна спостерігати періодичні взаємні затьмарення компонентів. Залежно від відносних розмірів і яркостей компонентів загальний блиск затменно-подвійної зірки випробовуватиме більш менш тривалі і глибокі мінімуми. Формою кривий блиску такої зірки ( мал. 4 ) можна судити про елементи її орбіти. Найкоротший з відомих періодів 4,7 години, щонайдовший — 57 років. У 1911 російський астроном С. Н. Блажко розробило перший загальний метод обчислення орбіт затменно-подвійніх зірок. Аналіз кривих зміни блиску дозволяє визначити не лише елементи орбіти затменно-подвійної зірки, але і відносні розміри зірок в порівнянні з розмірами орбіти, форму зірок і їх поверхневу яскравість. У поєднанні з результатами ін. спостережень Д. з. такий аналіз дає можливість визначити багато зоряних характеристик. Так, якщо отримана також крива променевих швидкостей, то можна визначити розміри орбіти і діаметри самих зірок в км., а також і світимості зірок. В деяких випадках можна вивчати також будову і склад зоряних атмосфер, наявність оболонок, що розширюються і обертаються, закон втрати маси масивнішою зіркою і еволюцію системи.
Вживання 3-го закону Кеплера до Д.з., для яких відома відстань, дозволяє обчислити суму мас компонентів, виражену в одиницях маси Сонця:
1 + 2 = a 3 / p 3 P 2 ,
де p — паралакс зірки, а — велика піввісь орбіти в секундах дуги, Р — період звернення. Якщо із спостережень можна визначити також відношення мас компонентів, тоді можна обчислити масу кожного компонента окремо. Для спектрально-подвійних зірок можна визначити лише величину
( 1 + 2 ) sin 3 i .
Якщо в спектрі видно лінії обох компонентів, можна визначити також відношення мас. Сукупність всіх визначень мас компонентів Д. з. дозволила виявити важливу для астрономії залежність між масами і светімостямі зірок (див. «Маса — світимість» діаграма ) ; вона отримала теоретичне обгрунтування і тепер широко використовується для визначення мас одиночних зірок по їх светімостям. Спеціальні (дуже трудомісткі і тонкі) дослідження власних рухів деяких зірок показали наявність довкола них одного або декількох планетоподобних тіл з масами порядку маси планети Юпітер. Це дало перші надійні докази існування ін. планетних систем, окрім сонячної.
Подвійність (і взагалі кратність) — вельми поширене явище серед зірок Галактики. Мабуть, що кратні систем більше, ніж одиночних зірок. По крайній мірі, в галактичних околицях Сонця (де, можна вважати, майже всі зірки нам відомі) з 30 зірок 17 одіночних і 13 кратних (29 компонентів). По своїх фізичних характеристиках і кінематиці Д. з. не відрізняються від одиночних зірок і, мабуть, мають однакове з ними походження. Запропоновано декілька різних гіпотез походження Д. з.: ділення одиночних зірок при порушенні стійкості в результаті швидкого осьового обертання; захват однієї зірки інший; спільна освіта в надрах однієї туманності. Мабуть, що кратні зірки утворюються в зоряних асоціаціях. Теорія походження Д. з. повинна також пояснити ряд відмічених статистичних закономірностей в співвідношеннях між різними фізичними характеристиками Д. з. і елементами їх орбіт. Спеціальним інтересом є подвійні, до складу яких входять змінні зірки. Д. з., як і зоряні скупчення, є відповідними об'єктами для перевірки сучасних уявлень про еволюцію зірок.
Літ.: Мартинов Д. Я., Курс загальної астрофізики, М., 1965, гл.(глав) 3; Курс астрофізики і зоряної астрономії, під ред. А. А. Міхайлова, т. 2, М., 1962, гл.(глав) 3—5; Струве О. і 3ебергс Ст, Астрономія 20 століть, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1968 гл.(глав) 14; Методи астрономії, під ред. Ст Хилтнера, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1967, гл.(глав) 22—24; Aitken R. G., Binary stars, 2ed., N.y. — L., 1935.
