Оптически-двойная звезда

Мицар, в Большой Медведице, был разрешён Бенедетто Кастелли и Галилео Галилеем[6]. Вскоре последовало разрешение и других двойных звёзд: Роберт Гук открыл одну из первых двукратных звёздных систем, Гамма Овна, в 1664 году[7], в то время как яркая южная звезда Акрукс в Южном Кресте была разрешена Фонтене в 1685 году[1]. С тех пор поиск был проведён полностью, и всё небо было исследовано на наличие двойных звёзд вплоть до предельной видимой звёздной величиной около 9,0[8]. Известно, что по крайней мере 1 из 18 звёзд ярче 9,0 звёздной величины в северной половине неба являются оптически-двойными звёздами, видимыми с помощью 36-дюймового (910 мм) телескопа[9].

Несвязанные категории оптически-двойными звёзд и истинных двойных сведены воедино по историческим и практическим причинам. Когда Мицар оказался двойной, было довольно трудно определить, был ли он двойной звезда, двойной системой или только оптически-двойной звездой. Улучшенние в телескопостроение, спектроскопия[10] и фотография являются основными инструментами, используемыми для проведения различия между этими типами двойных. После того, как было определено, что Мицар является двойной звездой, его компоненты оказались спектрально-двойными звёздами[11].

Астрономы ошибочно сообщили о наблюдениях двойной звезды вместо J 900 и слабой звезды в созвездии Близнецов[12]

Наблюдение за оптически-двойными звёздами с помощью визуального измерения приводит к разрешению или измерению углового расстояния между двумя составляющими звёздами на небе и измерению позиционного угла. Позиционный угол указывает угол между линией, соединяющей два светила и определяется как направление от более яркого компонента к более слабому, где север равен 0°[13]. При измерении двойных звёзд позиционный угол будет постепенно изменяться, и расстояние между двумя звёздами будет колебаться между максимальным и минимальным значениями. Запись результатов измерения на плоскости создаёт эллипс. Это видимая орбита является проекцией орбиты двух звёзд на небесную сферу и истинная орбита может быть вычислена из этой проекции[14]. Однако, большинство каталогизированных двойных звёзд являются оптически-двойными звёздами[15]: орбиты были вычислены только для нескольких тысяч из более чем 100 000 известных двойных звёзд[16][17].

Подтверждение оптически-двойной звезды как двойной звезды может быть достигнуто путём наблюдения относительного движения компонентов. Если движение является частью орбиты, или если звёзды имеют одинаковые радиальные скорости или разница в их собственных движениях мала по сравнению с их общим собственным движением, пара, вероятно, является гравитационно связанной. При наблюдении в течение короткого периода времени компоненты как оптически-двойных, так и долгопериодических двоичных звёзд будут казаться движущимися по прямым линиям и по этой причине может быть трудно различить эти два типа звёзд[18].

Некоторые яркие визуальные двойные звёзды имеют обозначения Байера. В этом случае компоненты могут быть обозначены надстрочными знаками. Примером этого является α Южного Креста (Акрукс), компоненты которого — α¹ Южного Креста и α² Южного Креста являются физически связанной парой звёзд. Верхние индексы также используются для различения более отдалённых, физически не связанных пар звёзд с одинаковым обозначением Байера, таких как α¹,α² Козерога, ξ¹,ξ² Центавра и ξ¹, ξ² Стрельца. Эти оптические пары разрешимы невооружённым глазом.

Помимо этих пар, компоненты двойной звезды обычно обозначаются буквами A (для более яркой, первичной звезды) и B (для более слабой, вторичной звезды), добавляемыми к обозначению любого рода двойной звезды. Например, компонентами α Большого Пса (Сириус) являются α Большого Пса A и α Большого Пса B (Сириус A и Сириус B); компоненты 44 Волопаса — 44 Волопаса A и 44 Волопаса B; компонентами ADS 16402 являются ADS 16402A и ADS 16402B; и так далее. Буквы AB могут использоваться вместе для обозначения пары. В случае нескольких звёзд, буквы C, D и так далее, могут использоваться для обозначения дополнительных компонентов, часто в порядке увеличения степени удалённости от самой яркой звезды — A[19] либо в порядке обнаружения того или иного компонента.

Оптически-двойные звёзды также обозначаются сокращением, происходящим от имени их первооткрывателя, за которым следует номер по каталогу, уникальный для этого наблюдателя. Например, пара α Центавра AB была открыта отцом Ришо в 1689 году и поэтому обозначена как RHD 1[1][21]. В качестве других примеров можно привести Δ65, 65-я оптически-двойная звезда, открытая Дж. Данлопом, и Σ2451, 2451-я оптически-двойная звезда, открытая В. Я. Струве.

Вашингтонский каталог визуально-двойных звёзд, большая база данных оптически-двойных и кранных звёзд, содержит более 100 000 записей[16], каждая из которых содержит измерения позиционного угла и углового расстояния для разрешения двух компонентов. Каждая двойная звезда образует одну запись в каталоге; кратные звёзды с n компонентами будут представлены записями в каталоге для n − 1 пар, каждая из которых представляет собой одну запись одного компонента кратной звезды. Коды, такие как AC, используются для обозначения того, какие компоненты измеряются — в данном случае компонента C относительно компонента A. Также запись может быть изменена на следующую форму: AB-D, чтобы отделить компонент от близкой пары компонентов (в этом случае компонент D относительно пары AB). Коды, такие как Aa и Ab, могут также использоваться для обозначения компонента, который измеряется относительно другого компонента, в данном случае Aa[22]. Коды первооткрывателей также приведены в каталоге, однако, традиционные аббревиатуры первооткрывателей, такие как Δ и Σ, были приведены к единому виду и были записаны в строку, состоящую из прописных латинских букв и цифр, так что, например, Δ65 стал DUN 65, а Σ2451 стал STF 2451. Дополнительные примеры этого показаны в соседней таблице[20][23].