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聯星,或雙星、二重星、雙子星(英語:Binary star)是兩顆恆星組成,在各自的軌道上圍繞着它們共同質量中心運轉的恆星系統,根據質量可以分為主星和伴星[1]

有着兩以上恆星的系統稱為多星系統。這種系統,尤其是在距離遙遠時,肉眼看見的經常是單一的點光源,要過其它的觀測方法,才能揭示其本質。過去兩個世紀的研究顯示,一半以上可見的恆星都是多星系統。

雙星(double star)通常被視為聯星的同義詞;然而,雙星可能只是光學雙星。之所以稱為光學雙星,只是因為從地球上觀察它們在天球上的位置,在視線上幾乎是相同的位置。然而,它們的「雙重性」只取決於這光學效應;恆星本身之間的距離是遙遠的,沒有任何共用的物理連結。通過測量視差、自行或徑向速度的差異,可以揭示它們只是光學雙星。 許多著名的光學雙星尚未進行充分與嚴謹的觀測,來確認它們是光學雙星還是有引力束縛在一起的多星系統。

聯星系統在天體物理學上非常重要,因為它們的軌道計算允許直接得出系統的質量,而更進一步還能間接估計出半徑和密度。也可以從質光關係(mass-luminosity relationship,MLR)估計出單獨一顆恆星的質量

有些聯星經常是在以可見光檢測到的,在這種情況下,它們被稱為視覺聯星。許多視覺聯星有長達數百年或數千年的軌道周期,因此還不是很了解它們的軌道。它們也可能通過其他的技術,例如光譜學(聯星光譜)或天體測量學來檢測。如果聯星的軌道平面正巧在我們的視線方向上,它與伴星會發生互相食與凌的現象;這樣的一對聯星會被稱為食聯星,或因為它們是經由光度變化被檢測出來的,而被稱為光度計聯星。

如果聯星系統中的成員非常接近,將會因為引力而相互扭曲它們的大氣層。在這樣的情況下,這些接近的聯星系統可以交換質量,可能會帶來它們在恆星演化時,單獨的恆星不能達到的階段。這些聯星的例子有大陵五天狼星、天鵝座X-1(這是眾所皆知的黑洞)。也有許多聯星是行星狀星雲的中心恆星,和新星與Ia型超新星的祖恆星。

目錄

發現

聯星這個術語是威廉·赫歇爾在1820年率先使用,當時他寫道:

「如果,與此相反,兩顆恆星應該真的彼此非常靠近。這將組成一個獨立的系統,在同一時間通過自身的引力互相影響對方,但對鄰近的其它恆星景觀不會造成影響。我們現在要考慮任何兩顆恆星形成有所關聯的恆星系統,這應該被叫做聯星,是真正的雙星。」

現代的定義,聯星一詞通常只局限於圍繞共同質心的一對恆星。聯星可以用望遠鏡或干涉儀的方法解析成為目視聯星。對於已知的目視聯星,多數都只觀察到部分的曲線路徑或圓弧,而還未觀察過完整的周期。

雙星是更常用的術語,泛指在天空中看起來是在一起的一對恆星。在英文之外的語言,很少會對這兩者加以區分。雙星可能是聯星,或只是兩顆在天空中似乎是在一起,但與太陽的神距離卻是截然不同的。後者的名稱應該是光學雙星或是光學對。

自從望遠鏡發明以來,已經發現了許多雙星。早期的例子包括開陽和輔和十字架二(南十字α)。開陽,位於大北斗(大熊座中的星群)[2],在1650年就被喬萬尼·巴蒂斯塔·里喬利觀測到是雙星(可能更早就被卡斯特里和伽利略觀測過)。在南十字座明亮的十字架二是神父馮坦納(Father Fontenay)在1685年發現的。

因為兩顆星要對齊在同一個方向上的概率很小,約翰·米契爾於1767年率先提出雙星可能有物理上的關聯性。威廉·赫歇爾從1779年開始觀察雙星,很快就發表了大約有700雙星的星表。迄1803年,他觀測雙星已經超過25年,並觀測到一些雙星的位置變化,因而得出結論,它們必須是聯星系統。然而,直到1827年,當菲力克斯·瓦利開始計算下台二(大熊座ξ)的軌道時,還沒一個的軌道是完整的。自此之後,更多的雙星被測量和編目。由美國海軍天文台編制的數據庫,華盛頓雙星目錄,超過10萬對雙星,其中包括光學雙星和聯星。僅有數千顆雙星的軌道是已經知道的 ,並且大多數都還沒有確認是聯星還只是光學雙星。這可以通過對相對運動的觀測和測量來決定。如果運動是軌道的一部分,獲如果恆星有相似的徑向速度,並且相較於共通自行的自行差異很小,這一對可能就有物理上的關聯。要獲得或反駁在引力上的連結,依然要靠目視觀測人員的努力,才能獲得足夠的資料來證明。

視頻

聯星 相關視頻

宇宙中的獨特的雙星系統,互相吞食
Ia型超新星

參考文獻