聯星

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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。

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），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。

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