联星


联星 （正體）

哈柏太空望远镜拍摄的天狼星双星系统，在左下方可以清楚的看见天狼伴星(天狼 B)。

联星是由两颗绕着共同的重心旋转的恒星组成。对于其中一颗来说，另一颗就是其“伴星”。相对于其他恒星来说，位置看起来非常靠近。双星一词是由弗里德里希·赫歇尔在1802年所创。根据他的定义，双星系统是由两个星体根据吸引力定律组成的一个系统。双星有多种，一颗恒星围绕另外一颗恒星运动，或者两者互相围绕，并且互相间有引力作用，也称为物理双星；两颗恒星看起来靠的很近，但是实际距离却非常远，这称为光学双星。一般所说的双星，没有特别指明的话，都是指物理双星。根据观测方式不同，通过天文望远镜可以观测到的双星称为目视双星；只有通过分析光谱变化才能辨别的双星称为分光双星。

此外，还有一颗恒星围绕另一颗恒星运动，第三颗恒星又绕他们运动，这称为三合星。依此类推，还有四合星等等，这些都称为聚星。近年来天文学家们发现，大部分已知恒星都存在于双星甚至多星系统中。双星对于天体物理尤其重要，因为两颗星的质量可从通过观测旋转轨道确定。这样，很多独立星体的质量也可以推算出来。

著名的双星系统包括天狼星、南河三、大陵五以及天鹅座X-1（其中一个成员很可能是一个黑洞）。

目录

术语

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联星这个名词是威廉·赫歇尔在1802年创造的，它给的定义是"真正的物理双星 － 两颗恒星因为万有引力的作用，结合成为一个系统"。任何在空间看起来很接近的两颗恒星都可能是双星，著名的有在北斗七星 (大熊座) 的开阳和辅。然而，它们只是看起来是一对双星：这两颗星在太空中实际上分离开得很远，只是从地球上看在大致一样的方向上。像这项被错误命名的假双星，称为光学双星或光学对。在望远镜发明之后，发现了许多这样的光学对。在1780年，测量了大约700对双星相互间的方位和分开的距离，经过20年以上的观察，发现其中有50对改变了彼此间的距离和方位[1][2]。

真正的双星是有万有引力作用的一对恒星，当它们能在望远镜的放大下，被分解 (必要时需要使用干涉仪) 成为两颗星时，就称为视双星[3][4]。在一些情况下，唯一的特征只是多普勒位移发散出来的光。在实际情况下的这种系统，就是著名的分光双星，在这一对星中相对是接近的谱线，会都先朝向蓝色方向移动 (蓝移)，然后在远离我们时，谱线会都朝向红色方向移动 (红移)。在相对于它们的质心运动时，它们的轨道运动会使谱线的移动周而复始的进行着。如果轨道的平面非常靠近我们的视线方向，这两颗星会很规则的部份或全部互相遮蔽，这样的系统就称为食双星，大陵五就是最著名的例子[5]。

双星暨是视双星又是分光双星是很罕见的，当发现时是很有价值也是很珍贵的资料来源。视双星通常都有在实际上是有很大的距离，在周期上通常是数十年甚至一个世纪。因此，它们在轨道上相对的运动通常太小，以至于分光镜不能有效的测量出它们的速度。相反的，光谱双星因为它们是靠得很近，因此在轨道上是快速的相对运动，而因为太接近所以看不出是视双星。因此要成为视双星又是分光双星，必须是很靠近地球的双星。

天文学家发现有些恒星似乎在空洞的太空循着轨道运转，天文测量双星是相对来说比较接近地球的恒星，能看出以对一个中心点进行的摆动，但看不见伴星。有一些光谱双星也只能看见一组光谱线来回的摆动。可以用处理一般双星的数学来推断看不见的伴星质量。这颗伴星可能是非常黯淡因而现今的技术还探测不到，或是在强光的掩盖下而探测不到，或是它辐射的电磁波很少或是没有，例如中子星[6]。在一些事例中，有强烈的证据指出伴星是一个黑洞：一种有强大的重力，使光也不能逃逸的天体，这类双星都是高质量X射线双星。已知这样的双星最著名的事是天鹅座X-1，看不见的伴星质量大约是太阳的9倍，远超过托尔曼-欧本海默-瓦可夫极限 (理论上中子星的最大质量，大约是3倍的太阳质量)，使这颗伴星不可能是中子星。在这种情况下，天鹅座X-1成为第一颗被广泛的接受可能为黑洞的第一个天体[7][8]。

分类

以观测的方法

以观测所见的特性，双星可以分成四种，[9]而一对双星可以属于两种以上的类型，例如有些光谱双星也是食双星。

目视双星

目视双星 是分离角度较大的恒星，两颗星在望远镜的观测下可以看出是双星。在观测目视双星时，望远镜的解析力是一个很重要的因素，当望远镜的能力被提高时，能侦测出的目视双星的数量就会增加；这两颗星的亮度也是重要的因素之一，因为较亮的星可能会遮蔽掉较暗的星，使得两者难以被分辨出来。

较亮的星会被称为主星，而较暗的星会被称为伴星。在有些出版品 (特别是早期的) 会将较暗的伴星称为伪星；如果两颗星的亮度相同，就由发现者决定何者为主星 (另一颗则是伴星) [10]。方位角是伴星相对于主星的位置，伴随着还有两星的角距离，当然观测的时间也需要记录下来。经过足够的观测，累积达到一个周期以上的资料，就可以将主星当成原点描绘出极座标的位置图，通常是能够满足开普勒定律的椭圆形。这个椭圆是伴星相对于主星，投影在天球平面上的视椭圆轨道。从这个椭圆轨道也许可以计算出全部的轨道元素，像是轨道半长轴，都是以角度为单位来表示，直到知道这颗恒星的视差，才能得到真实的距离，而这个系统就完全被知道了[3]。

光谱双星

光谱双星通常是分离度非常小的双星，因而有着很高的轨道速度。除非轨道平面正好垂直于视线的方向，轨道速度在视线方向上便会有分量，并且能被观察到径向速度有系统的周期性变化。因为径向速度的变化可以透过分光仪观察多普勒位移造成的谱线变化，以这种方法检测出来的双星也被称为分光双星。许多这种双星，即使使用目前最高的倍率，也都不能用光学望远镜解析出来。

有一些光谱双星，能看见两颗恒星的谱线，但是会交替的呈现两颗星和单独一颗星的谱线，这样的系统被称为双线光谱双星 (SB2)。在其他的系统，光谱中只能看见一颗恒星的谱线，但是谱线依然会周期性的偏向蓝色，然后偏向红色，并且不断的反复，这样的光谱双星称为单线光谱双星 (SB1)。

光谱双星的轨道测量需要长时间的观察系统中的两颗或其中之一的径向速度变化，再将光度对时间的变化描绘成图，并且从结果的曲线确定出变化周期。如果轨道是圆形，则曲线会是正弦曲线；如果轨道是椭圆形，曲线的形状将依据椭圆的离心率与主轴相对于视线的方向来决定。

要单独确定轨道的半长轴 a和轨道倾角 i.是不可能的，但是也许可以测出半长轴和轨道倾角的向量乘积 (即a sin i)。如果能由其他的方法测出a 或 i，例如在食双星，就能够完整的解析出轨道[11]。

食双星

一个食双星系统，光度的变化以指示器的强度显示。[12][13]

食双星是双星的一种，从观测者的位置看这两颗星的轨道几乎在同一个平面上，因此会造成 互食的现象。当食双星也是光谱双星，并且系统的视差也已经知道时，对这种双星的分析就很有价值[14]。

在过去的十年里，食双星的基本参数测量已经可以使用8米等级的望远镜，这使得它们可以做为标准烛光来使用。近来，它们已经可以直接用来估计大麦哲伦星系、小麦哲伦星系、仙女座大星系和三角座星系的距离。以食双星直接测量星系的距离，已经将精确度改善至误差只有5%的水平之内[15]。

食双星被归类为变星，并不是因为它们个别的光度变化，而是因为它们的食造成的光度变化。食双星的光度曲线特征是，原本稳定的光强度会周期性的下降一定的程度。如果其中的一颗恒星比较大，就有可能将另一颗完全遮蔽掉，而另一颗遮蔽它时就只能造成环食的现象。

食双星的轨道周期可以经由测量光度曲线的变化周期来研究，而恒星相对的大小和轨道半径可以根据光度变化的快慢和强度来推算；如果它们还是光谱双星，而轨道要素也能够测量出来，则恒星相对的质量也可以很容易的得到。这意味着在这种情况下，恒星的相对密度也可以测出[16]。

天测双星

天测双星是可以用目视观测察觉有伴星的双星。仔细测量可以发现看得见的这颗星，位置会有晃动的现象，这是与它对应的物体重力影响造成的。以更遥远的天体做参考，一再的测量这颗星的位置，可以检测出位置周期性的转换。通常，这种测量只有在附近的恒星，像是在10秒差距以内的距离上才能进行。近距离的恒星相对的也会有较大的自行，所以天测双星都会以正弦的路径在天空中移动。

如果伴星有足够大的质量，恒星位置的转换就比较明显，伴星的存在也就比较容易验证。精确的测量可以看见的这颗星在天体位置上的运动，只要观察足够的时间(一个周期以上)，关于这颗伴星的质量和轨道周期就可以测量出来[17]。即使看不见这颗伴星，利用开普勒的定律，仍可以经由观测计算出伴星的特性[18]。

测量双星的技术也曾经用于检视位置来找出有系外行星环绕的恒星，然而，因为在质量上的比例差距太大，以及行星的轨道周期太长，用在这种测量上是非常困难的。测量恒星位置的移动本身就是很艰涩的科学，并且达到需要的精确度也很困难。在太空中的望远镜可以免除掉地球大气层使影像模糊的效应，得到更精确的结果。

双星系统的组态

艺术家眼中激变变星系。

另一种分类的方法是根据恒星的距离，与相对于它们的大小：[19]

分离双星 (Detached binaries) 是双星的一种，每个成员都在各自的洛希瓣内，也就是说本身的重力牵引都大于对方引力的范围内。两颗星之间没有明显的相互影响，在演化上也是分开独自进行的。大部分的双星都属于这一类。

半分离双星 (Semidetached binary stars) 是其中一颗已经充满了洛希瓣，但另一颗还没有的双星系统。气体会从洛希瓣被充满的这颗恒星 (捐赠者) 的表面转移到另一颗恒星 (增生者)，这种质量转移主导了这个系统的演化。在许多的事件中，流入的气体在增生者的附近形成吸积盘，例如X射线双星和激变变星。

密接双星 (contact binary) 是双方都已经充满了洛希瓣的双星，最外层的恒星大气层已经组合成共同包层将两颗星笼罩住。包层对轨道运动的摩擦造成刹车，最终这两颗星可能会合并[20]。

双星的演化

形成

虽然这种可能性相当低，但经由重力捕获将两颗恒星结合在一起创造出双星系统，并不是不可能的 (实际上需要三个天体，依据能量守恒律需要一个物天体带走被捕获天体的能量)；而有数量如此多的双星，这不可能是形成双星的主要程序。同时，在观察上也发现双星中有主序带之前的恒星，支持双星在恒星形成期间就已经存在的理论。在原恒星形成期间的分子云碎片能够支持和解释双星或多星系统的形成[21][22]。

三体问题的结果是，这些质量形成三颗恒星是比较可能的，只是在三者相互的扰动之下，系统终会在强力的扰动下将三颗恒星中的一颗抛出，并且留下来的两颗星会形成稳定的双星。

质量转移和吸积

一颗主序带上的恒星 (主序星) 在演化的过程中体积会增加，或许会超出它的洛希瓣，意味着有些物质会进入伴星的重力牵引大于它本身引力的危险区域[23]。这样的结果是质量从一颗恒星经由所谓的洛希瓣流 (RLOF)，经由吸积盘或直接的撞击被吸收，而转移至另一颗恒星 (伴星) 。这个发生转换的点在数学上称为第一拉格朗日点 [24] (L1)。这是很常见的现象，因为吸积盘是双星系统中最明亮的部分 (有时是唯一能被观察到的部分)。

正在进行质量转移的双星系统动画。

如果一颗恒星增长的太快便会有大量的物质转移成其他的成分，也可能会有一些物质经由其他的拉格朗日点或以恒星风的形式离开双星系统，因而会造成双星系统的质量损失[25]。由于恒星的演化取决于它的质量，这样的过程将会影响到这两个伙伴的演化，并且创造出与单颗恒星不同的演化阶段[26][27]。

研究由三颗恒星组成的食双星大陵五导致在恒星演化理论上的大陵五矛盾：一个在同时间形成的双星，质量大的演化应该比质量低的快速，但是观测到的大陵五 A仍然在主序带，质量较低的大陵五 B却已经演化到了较后期的次巨星阶段。这种矛盾可以用质量转移来解释：当较重的恒星演化成次巨星时，它充满了洛希瓣，并且多数的质量转移至另一颗仍然在主序带上的恒星。在一些类似大陵五的系统上，确实观测到气流的存在[28]。

速逃星和新星

对分离得较远的双星，在它们一生中流失的质量也有可能使它们失去引力上的联系，就像受到外力的扰动一样，伴星分开后的演化就与单一的恒星一样。两个双星系统过度接近的遭遇，也可能导致两个系统的重力都被破坏掉，而有些恒星可能会被以高速抛射出去，成为速逃星[29][30]。

如果白矮星有一颗气体逸流出洛希瓣的伴星，这颗白矮星将会稳定的从共生伴星的外围大气吸积气体。这些气体会因为白矮星的强大的重力在表面变得紧密，压缩和加热到极高的温度使加入的物质被紧缩。白矮星包含的简并物质是对热的反应极端迟钝的物质，但是吸积的氢不是。氢融合可以在表面通过碳氮氧循环稳定的发生，这个过程不仅会导致大量的能量释放，还会吹散已经吸积在表面剩余的气体。这种结果是光度极端明亮的爆发，也就是所谓的新星 [31]。

在特殊的情况下，这样的事件会使白矮星的质量超出钱德拉塞卡极限并且触发摧毁整个恒星的超新星爆炸，并且是造成速逃星的另一种可能[32][33]。这种事件的著名例子就是第谷观测到的SN 1572，哈柏太空望远镜最近就拍了这个事件残骸的照片。

天文物理的应用

一个双星系统的模拟，两颗质量相似的恒星以椭圆轨道绕着共同的质心运转。

双星为天文学家提供了测量遥远天体质量的最好方法。万有引力牵引着它们循着轨道绕着共同的质心运转，从目视双星的轨道模式，或光谱双星的光谱变化时间可以测量出恒星的质量。用这种方法，恒星外观 (温度和半径) 和它的质量可以被发现，这也使我们可以测量不属于双星的恒星质量。

因为大部分的恒星都是双星系统，了解双星形成的过程，对我们来说是很重要的，特别是，双星的周期和质量提供了我们系统的总角动量。因为在物理学上的守恒律，双星提供给我们恒星形成时期条件的重要线索。

在双星系统，质量较大的恒星通常都标示为'A'，它的伴星标是为'B'。因此明亮的属于主序星的天狼星是天狼星 A，而较小的白矮星是天狼星 B。但是，如果这一对星分离的距离很遥远，它们也许被用上标的数字来标示，例如网罟座 ζ (网罟座 ζ1和网罟座 ζ2)[34]。

研究的结论

目前相信75%以上的恒星都是双星系统，其中有多达10%超过两颗以上 (三合星、四合星等等) [35]。

在双星的演化周期和离心率之间有正相关，系统的周期越短，离心率就越小。双星之间的距离有各种不同的可能性，从轨道距离接近到两颗星有实际的接触，到遥远到彼此间的共通性只能从在空间共同的自行来联系。虽然双星系统受到万有引力的约束，依然存在者周期的对数常态分布，这些系统大多依循着周期100年左右的轨道在运行，这也是支持双星在恒星形成阶段就形成理论的证据 [36]。

两颗恒星有着相同亮度的一对双星，它们有相同的光谱类型。

在系统中若两颗星的亮度不同，如果较亮的是巨星，则暗星会较蓝；而若偏红，则亮星属于主序星[37]。

艺术家想像的从三合星系统行星HD 188753 Ab (左上角) 的卫星看见的景象。最明亮的伴星就正在地平线下。

因为质量仅能从万有引力的大小来确定，恒星只有在 (除了例外的太阳和重力透镜) 双星的系统下才能测量，这些独特的重要分类。在目视双星的情况下，在轨道和恒星视差被测定之后，这两颗恒星总和的质量可以直接利用开普勒的调和定律得到[38]。

不幸的是，除非这颗光谱双星又是目视双星或食双星，要获得光谱双星的轨道是不可能的，所以对这些天体的测量只能以正弦估计相对于视线倾斜角的可能质量。在是食双星又是光谱双星的情况下，才有可能得到系统中这两颗恒星完整的解 (质量、密度、大小和亮度)。

围绕着双星的行星

科幻经常以双星或三合星做为设置行星的场所（例如夜幕低垂），事实上，由于一些动力学的原因，有些范围的轨道是不可能的 (相对的，行星会很快的被从系统中逐出，不是从现在的轨道被逐至更内侧，就是更外侧的轨道。)；还有其他严肃的现实挑战着生物圈，因为在轨道的不同位置上不能允许过度极端的温度变化发生。在双星系统中围绕着其中一颗恒星的行星会有着"S-型"的轨道，或是围绕着两颗恒星的"P-型"或"circumbinary"轨道。估计有50-60%的双星系统在轨道可以稳定的范围内有着可以支持适合居住的类地行星[39]。

模拟显示，在双星系统的轨道稳定范围内，经由"激化"已经存在其中的吸积盘可以提供行星形成的机率，增加原行星在其中的吸积率[39]。

在多星系统中侦测行星的存在，导致了其他技术上的困难，这也可以说明为何我们很少发现这种系统内的行星。例如，包括PSR B1620-26c和HD 188753 Ab， 后者还是迄2006年唯一被发现的三合星体系内的行星[40]。

多星系统的例子

辇道增七是一对很容易分辨的双星，而较明亮的A星 (橘色) 是一对双星。

辇道增七是一对很容易分辨的光学双星，两颗星分隔的很远，而且颜色也显著的不同。这对双星在天鹅座中的亮度排名第三，而其中较亮的一颗本身还是一对真实的"双星"。在天鹅座内的另一对双星，天鹅座 X-1，是一个X射线源，它看不见的伴星可能是黑洞。这是一个高质量X射线双星，有光学上也是一颗变星[41]。另一个著名的双星是位于大犬座的天狼星，是全天空中最亮的恒星，视星等 −1.46等，在1844年被白塞尔推断是双星，但直到1862年克拉克才发现天狼B星 (肉眼可见的是天狼A星) 。在1915年，威尔逊山天文台的天文学家发现天狼B星是白矮星，这是被发现的第一颗白矮星。在2005年，天文学家用哈柏太空望远镜测量出天狼B星的直径大约是12,000公里，质量是太阳的98% [42]。

御夫座的柱一是食双星的例子，肉眼可见的主星恒星光谱分类是F0，伴星以肉眼看不见。下依次的食将在2009-2011年发生，预期届时将进行广泛的研究，也许能尽一不暸解这个系统的本质。在天琴座的天琴座β是另一对食双星，两颗星的距离近到足以互相拉扯对方光球中的物质，使星球成为椭球的形状。天琴座β是这一类型食双星的原型：两颗星很接近，使得它们因为万有引力而扭曲变形[43]。

其他有趣的双星还有：在天鹅座内的天鹅座61，两颗星在恒星光谱分类上都是主序星的K型，天鹅61A和天鹅61B都是自行很大的恒星；排名全天第八亮的小犬座南河三，它的伴星是黯淡的白矮星；蝎虎座SS (已经停止食，但又从新开始并再度停止的食双星)和双子座BG (黑洞和K0型恒星组成的食双星)。 位于英仙座的大陵五是最著名的三合星 (长久以来都被当成双星)，系统中互食的两颗星，光度上的变化在1667年就已经被Geminiano Montanari记录了，其被称为恶魔之星可能就是因为这种奇特的光度变化。另一个三合星是在南天的半人马座内的南门二，是全天第四亮的恒星，视星等−0.01。这个系统需要特别强调的是，一般的双星系统都不需要讨论是否有适居带的行星，但南门二A和南门二B最接近的距离是11天文单位，两颗星都有自己的适居带[44]。

超过三合星的例子也有：在双子座内第二亮，也是天空中最亮恒星之一的北河二是六合星。在天文学上，早在1719年就发现北河二是双星，而每一颗各别又都是光谱双星，北河二还有一颗暗淡且离得较远的伴星，而且这颗伴星也是光谱双星。

相关条目

参考资料

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外部链接

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