Двойные звезды

яркого и массивного компаньона. Буквой «В» менее яркую и массивную звезду. Ярким примером системы двойной звезды выступает ближайшая к нам звездная система – Альфа Центавра А и В.

обмен масс невозможен в принципе разделённые двойные системы.
2. Звёзды, между которыми идёт, будет идти или шёл обмен массами тесные двойные системы.
Полуразделённые
Контактные
Двойные системы также классифицируются по способу наблюдения, можно выделить визуальные, спектральные, затменные, астрометрическийе двойные системы.

визуально-двойными. При наблюдениях визуально-двойной звезды измеряют угол между направлением на северный полюс мира и направлением линии, соединяющей главную звезду с её спутником.
Спектральные:
Спектрально-двойной называют звезду, двойственность которой обнаруживается при помощи спектральных наблюдений. Для этого её наблюдают в течение нескольких ночей. Если оказывается, что линии её спектра периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость источника меняется.
Затменные
Затменные : Бывает, что орбитальная плоскость наклонена к лучу зрения под очень маленьким углом: орбиты звёзд такой системы расположены как бы ребром к нам. В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться. Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными.
Астрометрические: В случае визуально-двойных звёзд мы видим перемещение по небу сразу двух объектов. Однако, если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность всё равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. астрометрический-двойных звёздах.

о существовании систем двойных звезд английский астроном Джон Митчелл еще в 1767 году. Доказательством этой гипотезы послужили наблюдения, произведенные в 1802 году другим британским физиком Уильямом Гершелем. В период с XIX по XX век ученые активно изучали двойные звезды. Д.Митчелл У.Гершель

двойная звезда, которая находится в созвездии Персея. Согласно общей теории эволюции небесных светил, чем больше масса звезды, тем быстрее она проходит все стадии эволюции. Но Парадокс Алголя заключается в том, что Алголь В – компонент двойной звезды, который обладает меньшей массой, эволюционно старше более массивного компонента этой системы – Алголь А.