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联星,或双星、二重星、双子星(英语:Binary star)是两颗恒星组成,在各自的轨道上围绕着它们共同质量中心运转的恒星系统,根据质量可以分为主星和伴星[1]

有着两以上恒星的系统称为多星系统。这种系统,尤其是在距离遥远时,肉眼看见的经常是单一的点光源,要过其它的观测方法,才能揭示其本质。过去两个世纪的研究显示,一半以上可见的恒星都是多星系统。

双星(double star)通常被视为联星的同义词;然而,双星可能只是光学双星。之所以称为光学双星,只是因为从地球上观察它们在天球上的位置,在视线上几乎是相同的位置。然而,它们的“双重性”只取决于这光学效应;恒星本身之间的距离是遥远的,没有任何共用的物理连结。通过测量视差、自行或径向速度的差异,可以揭示它们只是光学双星。 许多著名的光学双星尚未进行充分与严谨的观测,来确认它们是光学双星还是有引力束缚在一起的多星系统。

联星系统在天体物理学上非常重要,因为它们的轨道计算允许直接得出系统的质量,而更进一步还能间接估计出半径和密度。也可以从质光关系(mass-luminosity relationship,MLR)估计出单独一颗恒星的质量

有些联星经常是在以可见光检测到的,在这种情况下,它们被称为视觉联星。许多视觉联星有长达数百年或数千年的轨道周期,因此还不是很了解它们的轨道。它们也可能通过其他的技术,例如光谱学(联星光谱)或天体测量学来检测。如果联星的轨道平面正巧在我们的视线方向上,它与伴星会发生互相食与凌的现象;这样的一对联星会被称为食联星,或因为它们是经由光度变化被检测出来的,而被称为光度计联星。

如果联星系统中的成员非常接近,将会因为引力而相互扭曲它们的大气层。在这样的情况下,这些接近的联星系统可以交换质量,可能会带来它们在恒星演化时,单独的恒星不能达到的阶段。这些联星的例子有大陵五天狼星、天鹅座X-1(这是众所皆知的黑洞)。也有许多联星是行星状星云的中心恒星,和新星与Ia型超新星的祖恒星。

发现

联星这个术语是威廉·赫歇尔在1820年率先使用,当时他写道:

“如果,与此相反,两颗恒星应该真的彼此非常靠近。这将组成一个独立的系统,在同一时间通过自身的引力互相影响对方,但对邻近的其它恒星景观不会造成影响。我们现在要考虑任何两颗恒星形成有所关联的恒星系统,这应该被叫做联星,是真正的双星。”

现代的定义,联星一词通常只局限于围绕共同质心的一对恒星。联星可以用望远镜或干涉仪的方法解析成为目视联星。对于已知的目视联星,多数都只观察到部分的曲线路径或圆弧,而还未观察过完整的周期。

双星是更常用的术语,泛指在天空中看起来是在一起的一对恒星。在英文之外的语言,很少会对这两者加以区分。双星可能是联星,或只是两颗在天空中似乎是在一起,但与太阳的神距离却是截然不同的。后者的名称应该是光学双星或是光学对。

自从望远镜发明以来,已经发现了许多双星。早期的例子包括开阳和辅和十字架二(南十字α)。开阳,位于大北斗(大熊座中的星群)[2],在1650年就被乔万尼·巴蒂斯塔·里乔利观测到是双星(可能更早就被卡斯特里和伽利略观测过)。在南十字座明亮的十字架二是神父冯坦纳(Father Fontenay)在1685年发现的。

因为两颗星要对齐在同一个方向上的概率很小,约翰·米契尔于1767年率先提出双星可能有物理上的关联性。威廉·赫歇尔从1779年开始观察双星,很快就发表了大约有700双星的星表。迄1803年,他观测双星已经超过25年,并观测到一些双星的位置变化,因而得出结论,它们必须是联星系统。然而,直到1827年,当菲力克斯·瓦利开始计算下台二(大熊座ξ)的轨道时,还没一个的轨道是完整的。自此之后,更多的双星被测量和编目。由美国海军天文台编制的数据库,华盛顿双星目录,超过10万对双星,其中包括光学双星和联星。仅有数千颗双星的轨道是已经知道的 ,并且大多数都还没有确认是联星还只是光学双星。这可以通过对相对运动的观测和测量来决定。如果运动是轨道的一部分,获如果恒星有相似的径向速度,并且相较于共通自行的自行差异很小,这一对可能就有物理上的关联。要获得或反驳在引力上的连结,依然要靠目视观测人员的努力,才能获得足够的资料来证明。

视频

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参考文献