联星

基本介绍

联星是两颗恆星各自在轨道上环绕着共同质量中心的恆星系统，较亮的一颗称为主星，而另一颗称为伴星、伴随者，或是第二星。

发展历史

从19世纪初迄今的研究显示，大多数的恆星如果不是联星，就是超过两颗以上恆星组成的多星系统。双星这个名词可以当成联星的同义词来用，但一般而言，双星或许可以是联星，也可以是没有物理关联性，只是从地球观察是在一起的光学双星。双星如果有不同的自行、径向速度或视差，从测量尚可以显示与地球有足够的不同距哩，就可以确认是光学双星。许多双星都还未能确认是互相约束的联星系统还是光学双星。

联星在天文物理学上是非常重要的，因为可以从它们的轨道直接推导出质量的成份，这又可以在推导出恆星的其他参数，像是半径和密度，都可以间接的估算。还可以依据质-光关系（MLR）测量的经验，估计恆星各别的质量。

联星有时也是光学的，在这种情形下，它们称为目视联星。许多目视联星有长达数世纪或数千年的轨道周期，因此轨道不是不确定就是所知不多。它们也可能以间接的技术检测出来，像是光谱（光谱联星）或是天体测量（天测联星”）。如果一对联星的轨道平面正好在我们的视线方向上，它们的成员将会互相形成食和凌的现象；这样的一对联星称为食联星，或者，它们是在凌或时被检测出光度的变化，称为光度计联星。

如果联星成员的距离够进，将引力足以引起外层大气的扭曲。在这样的情形下，这些密近双星系统会改变质量，这或许会带动演化阶段经力单独的恆星不能达到的阶段。这种联星的例子像是大陵五（一颗食联星）、天狼星和天鹅座X-1（它的成员之一可能是黑洞）。联星通常也是是许多行星状星云的核心，和新星与Ia超新星的始作俑者。

发现历史

联星这个名词是威廉·赫歇尔在1802年起的名子。以现代的定义，联星这个名词一般指的是围绕着彼此的共同质心公转的一对恆星。联星可以用望远镜或干涉仪的观测方法解析的称为目视联星。大多数已知的目视联星都尚为观测过完整的轨道周期，都只观测到轨道行经的曲线，或是部分的轨道弧。

双星是更常用来称呼在天空中彼此靠得很近的恆星的名词，这种区别在英语之外的语言是很少见的，双星可能也是联星系统，或是只是两颗在天空看起来很靠近但实际上与太阳有者截然不同的距离。后者只是光学双星或是光学对。

由于望远镜的发明，发现了许多的双星。早期的例子包括开阳和十字架二。开阳是GiovanniBattistaRiccioli于1650年在大北斗（大熊座）发现的双星(并且可能在更早就被贝纳·卡斯特利和伽利略发现)。在南天的南十字座，明亮的十字架二是在1685年被丰特奈神父发现是双星。

约翰·米契尔在1767年最早提出双星可能彼此间有着物理上的关联性，他认为双星都是由彼此对齐而形成的可能性太小。威廉·赫歇尔从1779年开始观测双星，不久就发表有700对双星的目录。在1803年，他在过去25年观测到的一些双星，彼此的相对位置有所变化，得出它们是联星系统的结论，但直到1827年，第一个联星系统的完整轨道，大熊座Xi，才由FélixSavary计算完成。从此以后，更多的双星被纪录和测量。华盛顿双星目录，由美国海军天文台编译的目视双星资料库，收录了超过10万对双星的资料，也包括光学双星和联星。只有数千对的双星轨道是以知的，并且大部分的都不能确定是真实的联星或只是光学双星。这可以经由相对运动的观测来确认。如果轨道的一部分运动，或是恆星有着相似的径向速度，并且相较于他门共同的自行，在自行上的差异很微小，它们可能就是一对物理双星。需要获得足够的观测资料，才能知道一对双星是否是有引力关联性物理双星，这还是目视观测者的工作之一。

分类介绍

以观测的方法

依据观测方法的不同，联星可以分成四种类型：目视联星，直接的观测；光谱联星，谱线的周期性变化；食联星，因为食造成的光度变化，和天测联星，通过测量看不见的伴星造成的位置的变化。一对联星可以同时属于好几种不同的类型，例如，有些光谱联星也是食联星。

目视联星

目视联星是分离角度够大的恆星，两颗星在望远镜，甚至双筒望远镜的观测下可以看出是双星。在观测目视联星时，望远镜的解析力是一个很重要的因素，当望远镜的口径或倍数被提高时，能侦测出的目视联星的数量就会增加；这两颗星的亮度也是重要的因素之一，因为较亮的星可能会遮蔽掉较暗的星，使得两者难以被分辨出来。

较亮的星会被称为主星，而较暗的星会被称为附属者。在有些出版品（特别是早期的）会将较暗的伴星称为伴星（comes）（复数为comites;英语：companion.）；如果两颗星的亮度相同，就由发现者决定何者为主星（另一颗则是伴星。

位置角是伴星被测量相对于主星的位置，一起的还有两星的角距离，当然观测的时间也需要记录下来。经过足够的观测，累积达到一个周期以上的资料，就可以将主星当成原点描绘出极座标的位置图，通常是能够满足开普勒定律的椭圆形。这个椭圆是伴星相对于主星，投影在天球平面上的视椭圆轨道。从这个投影的椭圆轨道也许可以计算出全部的轨道元素，像是轨道半长轴，都是以角度为单位来表示，直到知道这颗恆星的视差，才能得到真实的距离，而这个系统就完全被知道了。

光谱联星

有时候，联星系统唯一的证据是来自它辐射出光线的多普勒效应。在这样的情况下，当它们相对于质心运动时，每一颗都会重复的朝向我们接近和远离；联星系统的光谱包含这一对恆星各自发射出的谱线，在它们的轨道周期中，其中一颗的谱线会先向蓝色端移动，而另一颗的向红色端移动，然后两者同时改变移动的方向。

光谱联星通常是分离度非常小的双星，并且有着很高的轨道速度。除非轨道平面正好垂直于视线的方向，轨道速度在视线方向上便会有分量，并且能被观察到径向速度有系统的周期性变化。因为径向速度的变化可以透过分光仪观察多普勒位移造成的恆星谱线变化，以这种方法检测出来的联星也被称为分光联星。大多数这种的联星，即使望远镜使用目前最高的倍率，也都不能用光学解析出来。

有一些光谱联星，能看见两颗恆星的谱线，但是会交替的呈现两颗星和单独一颗星的谱线，这样的系统被称为双线光谱双星（通常标示为"SB2"）。在其他的系统，光谱中只能看见一颗恆星的谱线，但是谱线依然会周期性的偏向蓝色，然后偏向红色，并且不断的反复，这样的光谱双星称为单线光谱双星（"SB1"）。

光谱双星的轨道测量需要长时间的观察系统中的其中之一或两颗的径向速度变化，再将光度对时间的变化描绘成图，并且从结果的曲线确定出变化周期。如果轨道是圆形，则曲线会是正弦曲线；如果轨道是椭圆形，曲线的形状将依据椭圆的离心率与主轴相对于视线的方向来决定。

要单独确定轨道的半长轴a和轨道倾角i.是不可能的，但是也许可以测出半长轴和轨道倾角正弦值的乘积（即asini）可能可以直接测量出线性单位（例如公裏）。如果能由其他的方法测出a或i，例如在食联星，就能够完整的解析出轨道。

联星暨是目视联星又是光谱联星是非常罕见的，并且依但发现时会是很珍贵的资料来源。目视联星因为有较大的真实分离度，周期的测量往往是数十年或数世纪；因此，它们的轨道速度通常太小而难以测量光谱的变化。相反的，光谱联星因为彼此靠得较近，使它们在轨道上快速的移动，通常太靠近而不能以目视分辨为联星。联星要暨是目视联星又是光谱联星，就必须是相对的接近地球。

食联星

食联星是两颗恆星的轨道平面几乎躺在观测者的视线方向上，因此天体会会发生互食的现象。在这种情况下，这对也是光谱联星的视差若也知道的话，对这对联星的分析就很有价值。大陵五是食联星最着名的例子。

在过去的十年裏，食联星的基本参数已经可以使用8米等级的望远镜量测，这使得它们可以被当成标準烛光来使用。近年来，它们被用来直接测量和估计大麦哲伦星系（LMC）、小麦哲伦星系（SMC）、仙女座大星系和三角座星系的距离。以食联星的方法直接测量，使星系距离的精确度误差已经提高到5%以内的水準。

食联星被归类为变星，并不是因为它们个别成员的光度变化，而是因为它们的食造成的光度变化。食联星的光度曲线特征是原本稳定的光强度会周期性的下降一定的程度。如果其中的一颗恆星比较大，就有可能将另一颗完全遮蔽掉，而另一颗遮蔽它时就只能造成环食的现象。

经由测量光度曲线的变化周期可以研究食联星的轨道周期，而恆星相对的大小和轨道半径可以根据光度变化的快慢和近星遮蔽远星的强度来推算。如果它们还是光谱联星，轨道要素也能够测量出来，则恆星质量相对的也可以很容易得到。这意味着在这种情况下，恆星的相对密度也可以测出。

天测联星

天文学家发现有一些恆星太空中的轨道似乎是绕着空洞的太空。相对来说，天测联星是在附近的恆星，看似绕着一个空无一物的点在摇晃着。套用在一般联星上所用的相同数学，可以推断看不见的伴星质量。这颗伴星可能非常暗淡，所以它会被主星的光芒遮蔽掉，或是它只辐射少量或不发射出电磁辐射，例如中子星。

仔细测量天测双星可以用目视观测到的主星，可以察觉到位置会受到对应引力的影响而有所变化。恆星的位置是相对于更遥远的恆星反复测量，然后检测出周期性的位置变化。通常，这种变化只有在邻近的恆星，像是10秒差距以内，才能测量的出来。近距离的恆星相对的也会有较大的自行，所以天测联星都会以正弦的路径在天空中移动。

如果伴星有足够大的质量，恆星位置的转换就比较明显，伴星的存在也就比较容易验证。精确的测量可以看见的这颗星在天体位置上的运动，只要观察足够的时间，关于这颗伴星的质量和轨道周期就可以测量出来。即使看不见这颗伴星，利用开普勒的定律，仍可以经由观测计算出伴星的特徵。

测量双星的这种技术也用于检视位置来找出有系外行星环绕的恆星，然而，因为在质量上的比例差距太大，以及行星的轨道周期太长，用在这种测量上是非常困难的。测量恆星位置的移动本身就是很艰涩的科学，并且达到需要的精确度也很困难。在太空中的望远镜可以免除掉地球大气层使影像模糊的效应，得到更精确的结果。

系统组态

另一种分类的方法是根据恆星的距离，与相对于它们的大小：

分离联星（Detachedbinaries）是成员各自在本身的洛希瓣内的一种联星，也就是说，恆星对本身的重力牵引都大于对方的。因此两星对对方都没有显着的影响，演化在本质上是各自进行的。大部分的联星都属于这一类。

半分离联星（Semidetachedbinarystars）是联星中的一颗已经充满了洛希瓣，但另外一颗还没有的联星系统。气体会从洛希瓣被充满的这颗恆星（捐赠者）表面转移到另一颗恆星（增生者）。这种质量转移主导了这个系统的演化。在许多的情况下，流入的气体会在增生者的周围形成环绕着的吸积盘。

密接联星（contactbinary）是联星的两颗星都已经充满了各自的洛希瓣，最外层的恆星大气层已经组合成共同包层将两颗星笼罩住。包层的摩擦对轨道运动有如製动器，最终可能会使两颗星合并。

激变变星和X射线联星

当联星系统包含了致密天体，像是白矮星、中子星或是黑洞，来自另一颗恆星（捐赠者）的气体会在致密天体周围吸积。这会释放重力位能，造成气体变成高温和放出辐射。激变变星，致密天体是白矮星，是这种系统的例子[35]。在X射线联星，致密天体可以是中子星，也可以是黑洞。这种联星可以依据捐赠者恆星的质量分类为低质量X射线联星或高质量X射线联星。高质量X射线联星包含年轻、早期型、的高质量捐赠者恆星，以恆星风转移质量；低质量X射线联星是半分离联星，气体来自晚期型恆星的捐赠，由洛希瓣溢出，然后落入中子星或黑洞。目前最着名的高质量X射线联星的例子或许就是天鹅座X-1。在天鹅座X-1，看不见的伴星质量被认为是太阳的9倍。远超过托尔曼奥本海默-沃尔科夫极限理论的中子星最大质量，因此它被认为是一颗黑洞；这是第一被广泛认知的黑洞。

轨道周期

轨道周期可以短于一小时（像是猎犬座AM），或是数天（天琴座β型变星），但是也有长达数十万年的（环绕着南门二(半人马座αAB）的比邻星)。

天文物理

测定质量

联星为天文学家提供了测定远距离恆星质量最好的方法。它们之间的引力导致它们绕着共同的质量中心。从目视联星的轨道型态或是光谱联星的轨道周期，可以测定恆星的质量。用这种方法可以发现恆星的面板（温度和半径）和质量，这也使我们可以测定非联星恆星的质量。

因为有大量的恆星存在于联星系统，联星对我们认识恆星形成的过程就特别重要，特别是，联星的质量和周期提供给我们的系统总角动量。因为物理学上的守恆律，联星提供给我们恆星形成时的重要线索。

研究的结论

估计银河系的恆星系统中有1/3是联星或多星系统，其余的2/3才是单独的恆星。

联星系统的公转周期和离心率之间有直接的关联，周期越短的离心率也越小。联星之间分离的距离可以有各种想像的情形，从轨道非常的紧密到彼此几乎接触在一起，到分离到非常遥远的距离，只能由它们通过空间共同的自行来连结。联星之间受到引力的约束，存在着称为对数常态分布的周期，这些系统的轨道周期大多数都是100年左右。这也是支持联星在恆星形成阶段就形成理论的证据。

一对有着相同亮度的两颗恆星，它们有着相同的光谱类型。在系统中的两颗恆星亮度不同，如果较亮的是一颗巨星，则较暗的星会偏蓝；而较亮的恆星属于主序带，则暗星会偏红。

恆星的质只能直接从万有引力的大小来测定。除了太阳和那些作为重力透镜的恆星，就只有联星和多星系统中可以测定，使得联星成为很重要的一类恆星。在目视联星的情况，当轨道和恆星视差被测定之后，这两颗恆星的总质量可以利用开普勒的调和定律得到。

不幸的是，要获得光谱联星完整的轨道是不可能的，除非它也是目视联星或食联星，所以对这些天体只能测定相对于视线方向的轨道倾斜和结合正弦值的估计质量。在暨是食联星又是光谱联星的情况下，才可能从详细的资料得到这两颗恆星完整的解（质量、密度、大小、光度、和近似的形状）。

行星

科幻小说经常以联星或三合星做为设定主要行星的场所，例如乔治卢卡斯在星际大战中的Tatooine中的双星体系的行星以及刘慈欣的长篇小说《三体》中三合星体系的行星，甚至设定为六合星的系统，如阿西莫夫着名的短篇小说的夜幕低垂。在现实中，因为动力学的原因有些範围轨道的轨道是不可能存在的（行星会很快的从这些轨道被逐出，不是从系统中完全被移除，就是转换到更内侧或外围的轨道），而其它的轨道最终也都要面临生物圈的严峻挑战，因为在轨道的不同部分表面温度可能有极端不同的变化，《三体》的基本设定即基于这种情形。在联星中只环绕一颗恆星的行星轨道是"S-型"轨道，而环绕着两颗恆星的是"P-型"或"联星周"轨道。估计50%-60%联星的适居带是在类地行星可以稳定存在的轨道範围内。

模拟显示联星存在的伴星，实际上可以"激化"原行星盘，增加原行星生长的速率，改善稳定轨道区域内行星形成的机率。

检测多星系统的行星有着更多技术上的困难，这可以说明为何很少在其中发现行星，这些例子包括白矮星-脉沖星联星PSRB1620-26、次巨星-红矮星联星少卫增八（仙王座γ）、和白矮星-红矮星巨蛇座NN。更多联星的行星列表在THEPHASESDIFFERENTIALASTROMETRYDATAARCHIVE.V.CANDIDATESUBSTELLARCOMPANIONSTOBINARYSYSTEMS[失效连结]、Muterspaugh等等。

研究14个先前已知的行星系统发现其中三个是联星。所有被发现的行星都以S-型轨道环绕主恆星，而这三颗的主星很暗淡，所以先前未能检测出来。这些发现导致重新计算行星和主星的参数。