雙星

聯星有多種，一顆恆星圍繞另外一顆恆星運動，或者兩者互相圍繞，並且互相間有引力作用，也稱為物理雙星；兩顆恆星看起來靠的很近，但是實際距離卻非常遠，這稱為光學雙星。一般所説的雙星，沒有特別指明的話，都是指物理雙星。根據觀測方式不同，通過天文望遠鏡可以觀測到的雙星稱為目視雙星；只有通過分析光譜變化才能辨別的雙星稱為分光雙星。

此外，還有一顆恆星圍繞另一顆恆星運動，第三顆恆星又繞他們運動，這稱為三合星。依此類推，還有四合星等等，這些都稱為聚星。聯星對於天體物理尤其重要，因為兩顆星的質量可從通過觀測旋轉軌道確定。這樣，很多獨立星體的質量也可以推算出來。

著名的聯星系統包括天狼星（肉眼可見的為天狼星，其伴星為白矮星）、南河三、大陵五以及天鵝座X-1（其中一個成員很可能是一個黑洞）。

我們如果用望遠鏡觀測星空，常常可以看到一些恆星兩兩成雙靠在一起。當然，這其中很多隻是透視的結果，實際上兩顆星相距很遠，只是都在一個視線方向上罷了。可是，天文學家發現，其中佔不少比例，兩顆星之間有力學上的聯繫，相互環繞轉動。這樣的兩顆恆星，就稱為雙星。

組成雙星的兩顆恆星都稱為雙星的子星。其中較亮的一顆，稱為主星；較暗的一顆，稱為伴星。主星和伴星亮度有的相差不大，有的相差很大。

有許多雙星，相互之間距離很近，即使用現代最大的望遠鏡，也不能把它們的兩顆子星區分開。但是，天文學家用分光方法得到的光譜，可以發現它們是兩顆恆星組成的。這樣的雙星，稱為分光雙星。於是，上面説的可以用望遠鏡把兩顆子星分辨開來的雙星，相應地就稱為目視雙星。

有的雙星在相互繞轉時，會發生類似日食的現象，從而使這類雙星的亮度週期性地變化。這樣的雙星稱為食雙星或食變星。食雙星一般都是分光雙星。還有的雙星，不但相互之間距離很近，而且有物質從一顆子星流向另一顆子星，這樣的雙星稱為密近雙星。有的密近雙星，物質流動時會發出X射線，稱為X射線雙星。

在銀河系中，雙星的數量非常多，估計不少於單星。研究雙星，不但對於瞭解恆星形成和演化過程的多樣性有重要的意義，而且對於瞭解銀河系的形成和演化，也是一個不可缺少的方面。

在浩瀚的銀河系中，我們發現的半數以上的恆星都是雙星體，它們之所以有時被誤認為單個恆星，是因為構成雙星的兩顆恆星相距得太近了，它們繞共同的質量中心作圓形軌跡運動，以至於我們很難分辨它們，這其中包括著名的第一亮星天狼星。天狼星主星天狼A的質量為2.3個太陽質量，其伴星天狼B是一顆質量僅為0.98個太陽質量的白矮星。按照恆星的演化理論，質量大的恆星將很快演化，將首先耗盡其氫燃料；質量小的則有着很長的壽命。而一顆質量小於太陽的恆星從其誕生到白矮星至少要經過長達一百億年的歷史；而天狼星A有2.3個太陽質量，應該比其伴星更快演化，但事實上此星明顯正在進行氫燃燒，是一顆完全正常的恆星。質量大的恆星還沒有耗盡氫燃料，而質量小的相反卻已經耗盡了氫而處於壽命的後期。英仙座的大陵五雙星及其他很多恆星也有類似情況，這些對雙星中都有一顆是白矮星或是中子星，甚至有可能是一個黑洞。

下面我們假設我們可以觀測到一對雙星的演變過程，作一次實地跟蹤觀測：

最初，A星的質量大約為2至3個太陽質量，B星為1.5個太陽質量。 這以後，正如單個恆星演化過程一樣，質量較大的恆星演化得很快， A星首先消耗掉了大量的氫元素，其外層慢慢膨脹起來，很快膨脹為一顆紅巨星，其半徑不斷增大，而其內部已經形成了一個半徑約為太陽幾十分之一的白矮星氦核。 當A星外殼開始進入B星的引力範圍時，A星的表面物質開始受B星的引力離開A星表面流向B星表面。但由於兩星相互公轉以及B星的自轉，流來的物質並不立即落在表面，而是先在B星周圍隨B星自轉形成一個碟狀氣體盤，然後才能逐步降落在B星表面。於是A星不斷有物質轉移到B星，這使得A星的老化進程急劇加快，並以更快速度膨脹，甚至將B星的軌道吞沒。 這個過程將持續數萬年。 這以後，A星耗盡了它所有的剩餘氫，而其巨大的外殼可以伸展到十幾個太陽半徑之外，但最終大部分將被B星所吸收。此刻，A星基本上全是由氦組成了，質量僅僅剩下原來的五分之一左右，而B星質量則增至原來的二倍多。這樣，質量對比發生了明顯變化：A星成了質量較小的緻密的白矮星，而B星由於吸收了A星的大部分質量，體積增加了許多，成為雙星中質量較大的恆星。在A星周圍原來膨脹的外殼在失去膨脹力後一部分逐漸降落在小白矮星上；而B星正處於中年期，繼續其正常恆星的演化。這以後，這對雙星繼續演化，和原來一樣，質量較大的恆星將以很快的速度進行演化，並在耗盡其內核附近的氫燃料後開始了膨脹，進入紅巨星階段。此時，A星的強大引力將慢慢對B星不斷膨大的表面上的物質起作用，物質開始從B星表面迅速流向A星。 像從前一樣，流質在A星周圍形成氣體盤，並不斷降落在A星表面。以後的時間裏，B星由於丟失大量物質而缺少燃料迅速老化膨脹；A星則可能由於吸附了大量物質而塌陷成中子星甚至黑洞。B星將終於發生超新星爆發而結束其一生，把身體的大部分質量拋向宇宙，而在其中心留下一個緻密的白矮星或中子星。

夜晚，視力較好的人觀看北斗七星中的開陽星，除看到一顆二等的亮星外，並在它的旁邊看到微暗的開陽輔星，肉眼所見是一顆雙星。它們之間的角距為12′，是雙星中角距離較大的兩顆星。開陽雙星是人們在1650年第一個用肉眼發現的雙星。組成雙星的兩顆星分別稱為雙星的子星。較亮的子星稱為主星；亮度較小的子星稱為伴星。雙星的子星形影不離，相互繞轉，它們沿着大小不等橢圓的軌道旋轉。雙星又分為物理雙星和光學雙星。圖3-8在已探測到的雙星中，光學雙星是彼此並不相關的兩顆星，投影到天球上以後，湊在一起而形成雙星，這類雙星沒有什麼研究價值。物理雙星是我們通常所説的雙星，它又分為目視雙星、分光雙星和交食雙星。

目視雙星是指的通過望遠鏡，用肉眼或照相的方法就能夠分辨出它是由兩顆子星所組成的雙星。目視雙星相互繞轉的軌道半徑都比較長，自然繞轉的週期也比較長。一般都超過5.7年。週期最短的是1.59年，週期最長的可達上萬年之久。

分光雙星兩顆子星間的距離比上述目視雙星更近。即使通過望遠鏡，用肉眼或照相的方法也不能把它們的兩顆子星分辨出來。這種近距離的雙星，只能通過分光的方法進行觀測。凡是採用分光方法，通過對某天體譜線位置變化的觀測分析，能夠判斷出它是一顆雙星，便稱為分光雙星。分光雙星譜線位置變化的週期，就是雙星的子星在軌道上繞轉的週期。交食雙星簡稱食雙星，又稱光度雙星。由於這種雙星的兩顆子星相互繞轉，雙星軌道與視線幾乎在同一平面上時，相互遮掩發生交食現象、引起雙星的亮度變化而得名。食雙星也稱為食變星(詳見前述交食變星)。

在雙星系統中，還有的是兩個子星相距很近，互相施加影響，並且相互間有物質的交換，每個子星的演化受到另一子星的較大影響，這樣的雙星系統稱為密近雙星。著名的天琴座β星（漸台二），是交食變星也是一個密近雙星。若是有可能乘上飛船到漸台二旁，觀看它的精彩表演是非常有趣的。你看吧，組成漸台二的兩顆亮星互相迅速地繞轉，每12.9天繞轉一週。並有強大的物質流不斷地從主星中拋出。這些被拋出的物質，有的可能跑到伴星附近形成恆星周圍的物質。有的可能後來脱離整個雙星系統而飛入星際空間。這個雙星的伴星質量比主星質量大，由於彼此間相互強烈的吸引和子星迅速自轉等原因，主星大概呈桃子狀，伴星可能呈圓盤狀。這引人入勝的場面引起天文學家的關注。

雙星在太陽附近（81.5光年）的區域內，就約有40%。雙星在恆星世界中的所佔比例是很大的。60年代出版的目視雙星的表中雙星多達六萬多顆。

雙星的顏色五彩繽紛，雙星的兩顆子星又雙雙爭豔。雙星的主星質量有比伴星大的，也有比伴星小的。從雙星的子星分類來看，五花八門，應有盡有，有的子星是爆發變星，有的則是脈動變星，還有的是白矮星，也有的是中子星，甚至是黑洞。有的雙星包含在聚星之中。許多星團又包括了雙星。

雙星為我們揭示了恆星世界的一些奧秘。天體最重要的物理量就是它的質量。單星(除太陽外)的質量還不能直接測出來，只有通過雙星系統才能夠準確地測出各個恆星的質量。由於近距雙星的兩顆子星具有相互作用的物理性質，為天體的密度分佈、結構、演化等問題，提供了非常有利的研究條件。兩顆同時誕生、具有相同質量和組成的恆星被稱為“同卵雙胞胎”，預計也會有相同的物理屬性。這些意外的差異表明，這兩顆恆星彼此之間在發育上相差幾十萬年時間。推導出的一個雙星體系中每顆恆星的理論年齡之間的一致性，被用作對主星序前恆星演化模型的一個自洽性驗證，所以Par 1802中年齡同步性的這種缺失表明，這樣的經驗性驗證存在一個數值為幾十萬年的精確性極限。