双星 · aiwiki.page

双星是由两颗恒星通过引力相互束缚、绕共同质心运行而组成的系统。这一术语也涵盖含有白矮星、中子星或黑洞等恒星遗骸的系统。双星系统在天文学中十分重要：其轨道运动使恒星质量的测量成为可能，而成员之间的相互作用则可能产生孤立恒星无法经历的演化结果。(astronomy.swin.edu.au)

物理双星与视双星

双重星是指在天空中看起来彼此靠近的一对恒星。它们可能是真正的双星，也可能只是光学双星：两颗彼此无关、距离不同的恒星，恰好位于几乎相同的视线方向上。因此，仅凭角距离接近，不能确定它们存在物理联系。对相对运动、距离和轨道行为的观测，有助于区分这两种情况。(imagine.gsfc.nasa.gov)

人们对物理双星的认识，源于对看似成对的恒星进行反复测量。18世纪末，威廉·赫歇尔的研究表明，一些看起来彼此靠近的星对实际上是一起运动的恒星，而非偶然处于同一视线方向上的恒星。这项工作确立了双星作为可通过动力学研究其运动的系统的地位。(imagine.gsfc.nasa.gov)

轨道力学

在理想化的牛顿经典力学二体模型中，两颗成员星都沿椭圆轨道绕共同质心运行；圆形轨道是其中的特例。两者的轨道周期相同，但质量较大的成员星轨道较小。若两颗成员星的质量分别为 $M_1$ 和 $M_2$ ，它们绕质心运行的轨道半长轴分别为 $a_1$ 和 $a_2$ ，则有

M_1a_1=M_2a_2.

两者相对轨道的半长轴为 $a=a_1+a_2$ 。牛顿形式的开普勒第三定律给出

P^2=\frac{4\pi^2a^3}{G(M_1+M_2)},

其中， $P$ 为轨道周期， $G$ 为引力常数。因此，测量轨道周期和轨道的实际尺寸，就能得到系统的总质量。以角度表示的轨道尺寸，必须借助系统的距离换算为实际尺寸。(astronomy.swin.edu.au)

这一近似并不适用于所有双星。含有致密天体的系统可能表现出相对论效应，而一些双星脉冲星系统的实测轨道行为，需要用广义相对论来描述。(astronomy.swin.edu.au)

观测分类

双星的分类依据之一，是探测其伴星和轨道的方式。这些类别可以相互重叠，例如，同一个系统既可以是分光双星，也可以是食双星。(en.wikipedia.org)

**目视双星：**两颗成员星可被分辨为独立天体，通过反复观测可以描绘它们的相对轨道。高分辨率成像和干涉测量能够分辨常规观测无法区分的星对。(astronomy.swin.edu.au)
**分光双星：**通过多普勒效应引起的谱线周期性位移来探测轨道运动。单线分光双星只能显示一颗成员星的可辨认谱线；双线分光双星则能显示两颗成员星的谱线，从而可以测量它们的质量比。(astronomy.swin.edu.au)
**食双星：**由于轨道的空间取向，一颗成员星会从另一颗前方经过，使观测到的亮度周期性降低。由此形成的光变曲线可以约束轨道倾角和恒星尺寸。(eso.org)
**天体测量双星：**扣除恒星自行和周年视差的影响后，可根据其实测位置的偏差推断伴星的存在。伴星不一定能被直接观测到。(astronomy.swin.edu.au)

探测方法并不一定能确定伴星的性质。例如，微弱的光谱可能意味着伴星是一颗低光度恒星或恒星遗骸，而不是不存在伴星。(astronomy.swin.edu.au)

测量恒星性质

双星轨道为确定恒星质量提供了一种尤为直接的方法。在双线分光双星中，轨道速度可以揭示质量比，但由于测得的是速度沿视线方向的投影，测量结果会依赖轨道倾角。如果该系统也发生食现象，通过光变曲线建模就能得到确定两颗成员星质量所需的倾角。食的形状和持续时间还可约束恒星半径及表面亮度。这些测量是检验恒星演化模型的重要依据。(eso.org)

对于只能测量一颗成员星轨道的系统，天文学家可以计算**双星质量函数**：

f(M)=\frac{4\pi^2(a_1\sin i)^3}{GP^2} =\frac{M_2^3\sin^3 i}{(M_1+M_2)^2},

其中， $a_1\sin i$ 为测得的投影半长轴， $i=90^\circ$ 表示从侧面观测轨道，即视线位于轨道平面内。质量函数可以约束不可见伴星的质量，但若没有关于倾角和可见成员星质量的额外信息，就无法唯一确定伴星的质量。在评估不可见伴星是否为中子星或黑洞的证据时，这一区别至关重要。(astronomy.swin.edu.au)

形成

双星的形成与形成恒星的气体发生碎裂有关。坍缩的气体云可以分裂成彼此独立的凝聚体，进而形成恒星；年轻恒星周围质量足够大的盘，也可能因引力不稳定而碎裂，形成伴星。对年轻多星系统的观测，已经提供了盘正在发生碎裂的证据。(hq.eso.org)

系统最初的构型未必就是最终构型。吸积、与周围气体的相互作用，以及年轻多星系统内部的近距离交会，都可能改变恒星的质量和间距。有些系统会将一个成员抛出，或留下一个双星系统以及一颗遥远的伴星。因此，现今的轨道性质反映了形成过程和后续动力学演化的共同影响。(eso.org)

密近双星与质量转移

在密近双星中，一颗恒星的演化可以直接影响另一颗恒星。一个有用的边界是**洛希瓣**，它由双星旋转参考系中的临界有效等势面界定。当膨胀的恒星充满这一区域时，气体便可通过内拉格朗日点流向伴星，并常常形成吸积盘。(astronomy.swin.edu.au)

根据这种几何关系，可以作出另一种物理分类：

**分离双星：**两颗恒星都未充满各自的洛希瓣。
**半接双星：**一颗恒星充满其洛希瓣。
**密接双星：**两颗恒星都充满各自的洛希瓣，外层彼此接触或共享一个包层。

与观测分类不同，这些类别描述的是恒星之间的物理关系，以及发生质量交换的可能性。(en.wikipedia.org)

质量转移可以显著改变两颗成员星后续的演化。在某些情况下，不稳定的质量转移会使系统进入**公共包层阶段**，此时伴星和供质星的核心在一个扩展的气体包层内部运动。它们的轨道不断收缩，可能有助于将包层抛出，留下间距小得多的双星，也可能最终导致并合。包层抛出的效率，仍是双星演化计算中的一个重要不确定因素。(researchbank.swinburne.edu.au)

X射线双星含有一个正在吸积物质的致密天体，通常是中子星或黑洞。由洛希瓣溢流或恒星风提供的气体，在接近致密天体时会产生强烈的X射线辐射。含有吸积物质的白矮星的系统，会产生相关但有所不同的现象，包括新星爆发。(astronomy.swin.edu.au)

致密双星与引力辐射

含有致密恒星遗骸的双星，将恒星天文学与强引力场物理联系起来。1974年发现的首个双星脉冲星系统，使精确测量中子星质量和检验相对论轨道动力学成为可能。其轨道演化为系统通过引力波辐射损失能量提供了证据。(arxiv.org)

对于间距足够小的致密双星，引力波辐射会带走轨道能量和角动量，推动两颗成员星逐渐并合。这类并合系统的形成率，在很大程度上取决于双星演化的早期阶段，尤其是质量转移和公共包层过程能否留下一个存续的密近双星。这些不确定性限制了根据恒星诞生时的种群精确预测并合系统种群的能力。(arxiv.org)

参考来源

Imagine the Universe! — Binary Starsimagine.gsfc.nasa.gov
Binary staren.wikipedia.org
Young and Waltzing Binary Starseso.org
Weighing Ultra-Cool Starseso.org
An interferometric view of binary starseso.org
Young stellar system caught in the act of forming close multipleshq.eso.org
The Formation of Multiple Starseso.org
The Relationships of Binary Starsastrobiology.nasa.gov
Swinburne Research Bank — Binary-evolution manuscriptresearchbank.swinburne.edu.au