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双星

双星

双星（Binary Star），也可以被称为“联星”，是一个常见的天体系统，由两颗恒星在引力的作用下相互吸引而形成。这两颗恒星围绕着一个共同的质心在不同的轨道上相互绕转。在宇宙中，双星系统是相当普遍的，据统计，大约一半的恒星都存在于双星系统中。此外，还有更为复杂的多星系统，包括三合类星体（Trinary star system）、四合星（Quadruple star system）等，而像太阳这样单独存在的恒星在宇宙中其实只是少数。

双星系统中的两颗恒星通常被称为子星（Substar），其中较亮的一颗称为主星（Primary Star），而较暗的一颗称为伴星（Companion Star）。主星和伴星的亮度有时相差不大，有时则相差很大。

以是否通过引力相互束缚为依据，双星可以分为物理双星和光学双星。根据双星的具体观测特征，可以分为光学双星、目视双星、天体测量双星、交食双星、光谱双星和分光双星。值得注意的是，双星系统并非只能通过肉眼或望远镜观测来识别。有些双星系统，如分光双星（Spectroscopic Binary Star），需要通过分析光谱（Spectrum）的变化才能判断出它们是由两颗不同的恒星组成。

双星系统在天体物理学研究中具有重要意义。中国科学院国家天文台的500米口径球面射电望远镜不仅发现了黑寡妇脉冲星，还首次在球状星团M92中探测到了“红背蜘蛛”脉冲双星，这些成果为天文学研究提供了宝贵的数据。此外，双星系统不仅可以帮助科学家们理解恒星的形成和演化，还能提供关于宇宙早期条件和银河系结构的线索。例如，双星系统中的一些特殊类型，如X射线双星和脉冲星双星，对于验证广义相对论的预测至关重要。双星的研究也对探测引力波、理解超新星爆发和暗能量的性质等领域有着直接的影响。

双星的命名发展

1650，意大利天文学家Giovanni Battista Riccioli （利奇奥里）在大北斗（大熊座）发现了双星系统，这是早期的双星发现。对于双星的系统性研究是在后来逐渐发展起来的。1802年，威廉·赫歇尔（Sir William Herschel）为近七百组双星，编制了目录，并首次用“Binary”一词来指代这种由两颗恒星组成的系统。这些早期的观测和分类工作为后来的双星系统研究奠定了基础，使得天文学家能够更深入地探索这些天体系统的物理特性和演化过程。

双星系统的命名通常遵循国际天文学联合会的规则。双星系统的名称通常由两部分构成：一部分是星座名称，另一部分是按照发现顺序的数字或字母。例如，“天鹅座X-1”这个名称中，“天鹅座”指的是该双星系统位于天鹅座方向，“X-1”表示它是天鹅座中发现的第一个X射线源。另外，一些双星系统也会根据它们的特殊性质来命名，如“热亚矮星+白矮星（White Dwarf）”（双星系统J1920），这个名称反映了两颗恒星的类型和它们的特殊组合。

双星的形成与演化

双星系统的形成通常发生在分子云的塌缩过程中，这是恒星形成的摇篮。在分子云中，由于重力的作用，气体和尘埃开始聚集并逐渐压缩，形成原恒星。随着分子云的收缩，可以形成多个密度和温度足够高的区域，这些区域可以形成多个原恒星核心。如果在这个过程中，两个原恒星足够接近，它们就可能形成一个双星系统。这种形成机制意味着双星系统在形成之初可能经历了高效的动力学加工。

双星系统的演化过程非常复杂，受到多种因素的影响。双星系统中的恒星可能会经历质量转移，其中一颗恒星将其物质传递给另一颗恒星。这种质量转移可以通过洛希瓣渗溢和星风吸积等方式发生。此外，双星系统还会经历角动量损失，这可能是由于物质损失、引力波辐射或磁制动等原因造成的。

双星演化的一个关键阶段是共有包层演化，这是指双星中的一颗恒星由于物质损失剧烈膨胀，将另一颗恒星包裹在外包层内，形成一个共有包层。这一过程会改变恒星的演化路径，并可能导致共有包层被抛射，形成短周期双星，或者两颗恒星并合成一颗恒星。最近的一项研究发现了一个刚完成共有包层抛射的双星系统，这是科学家首次在观测上发现双星共有包层演化这一关键过程的直接证据。

在演化过程中，双星系统可能会产生重要的天体，如双黑洞、双中子星、双白矮星等，这些天体在现代天文学研究中占有重要地位。例如，双中子星的合并是引力波探测器LIGO和Virgo探测到的引力波信号的来源之一。

双星动态过程和相互作用是天体物理学中的一个重要研究领域。中国科学院云南天文台的研究人员在这一领域取得了一系列进展。例如，他们发现了双星共有包层演化的直接证据，这是理解双星相互作用的关键，被广泛用于解释热核爆炸超新星和双黑洞、双中子星等引力波源的形成。此外，云南天文台还对疏散星团内的相接双星进行了观测和分析研究，发现了几个处于不同演化阶段的特殊相接双星，这些研究有助于理解相接双星子星间的能量转移、公共包层与子星间的相互作用等复杂过程。

双星的特征

物理特征

质量

研究发现，双星系统形成之初，系统中的恒星还处于年轻星团阶段就经历了非常有效的动力学加工，这可能导致双星系统的质量和其它特性发生变化。

在某些双星系统中，可能会发生质量转移现象，即一颗恒星将其物质传递给另一颗恒星。这种质量转移通常发生在一颗恒星膨胀到足以接触到其洛希瓣时，这时物质可以从伴星（较小质量的恒星）转移到主星（较大质量的恒星）。

在天体物理学中，测量双星系统中恒星的质量对于理解恒星的结构和演化至关重要。双星系统中恒星质量的测量通常依赖于以下几种方法：

开普勒第三定律

通过观测双星系统中两颗恒星的轨道周期和轨道半长轴，可以应用开普勒第三定律来计算它们的质量函数。如果系统是视向的，并且能够观测到完整的轨道，则可以确定两颗恒星的质量比（即主星质量与伴星质量的比值）。

双星系统中恒星的质量比对系统的演化有显著影响。研究表明，大质量恒星通常是O型或B型星，是银河系中非常亮的天体，这一类恒星拥有强大的星风物质损失，这对恒星内部结构及演化会产生重要影响。

径向速度测量

在双星系统中，如果两颗恒星的轨道平面几乎与观测者的视线方向平行，那么它们之间的相对运动会导致可观测的多普勒效应，这会使得恒星光谱中的谱线发生周期性的红移和蓝移。通过测量这些变化，可以得到恒星的径向速度曲线，进而利用开普勒定律和其他相关公式来计算恒星的质量。

对于EPIC 202060577的研究就使用了上述方法，该系统是一个包含B型子星的交食双星系统，通过分析其光谱数据，科学家得到了主星的光谱型、有效温度、恒星金属丰度与表面重力加速度，并计算得到了径向速度曲线。

凌星法

对于交食双星，即当一颗恒星从另一颗恒星前面经过时，会导致后者亮度的周期性下降。通过分析这种亮度变化，得到恒星的轨道参数，进而结合其他测量方法估算质量。

微引力透镜

引力透镜效应是一种由大质量天体（如恒星或星系）引起的光线弯曲现象，它能够放大并弯曲背后天体发出的光线。这种效应可以用于推断透镜天体的质量。在天文学中，这种方法特别适用于测量交食双星系统的质量。交食双星是由两颗互相绕行的恒星组成的系统，其中一颗恒星会周期性地从另一颗恒星前面经过，导致观测到的亮度发生变化，形成光变曲线。在这些光变曲线中，如果存在微引力透镜效应，即当双星系统中的一颗恒星从另一颗恒星前面经过时，后者的引力场会暂时增强并影响光线的传播路径，造成光变曲线上的微小扰动。

通过分析这些微引力透镜效应，研究人员可以将观测到的数据与理论模型进行拟合，从而准确地给出交食双星系统中恒星的质量信息。

X射线双星系统

在含有中子星或黑洞的X射线双星系统中，通过观测伴星被吸积到中心天体周围的吸积盘发出的X射线，可以推断出中心天体的质量和半径。

半径

双星系统中恒星的半径会随着其演化阶段而变化。例如，主序星的半径相对较小，而红巨星的半径则会显著增大。在某些双星系统中，可能会发生质量转移，导致一颗恒星的半径和光度发生变化。

在某些特殊的双星系统中，可能会发现非常小的恒星。例如，科学家发现了迄今体积最小的恒星，它的半径仅有地球的7倍左右，这颗恒星与另一颗个头较大的恒星组成了一个双星系统。

在天体物理学中，测量双星系统中恒星的半径通常涉及到几种不同的方法：

光谱分析

通过分析恒星的光谱，可以得到恒星的有效温度和光度。结合斯特藩－玻尔兹曼定律（L=4πR2σT4），如果已知恒星的光度（L）和有效温度（T），可以计算出恒星的半径（R）。

光度测量

对于单星，可以通过测量恒星的角直径和距离来直接测量其物理半径。对于双星系统，尤其是交食双星，当一颗恒星从另一颗恒星前面经过时，会导致后者亮度的周期性下降。通过分析这种亮度变化，可以推断出恒星的半径。

干涉测量

利用光学干涉测量技术，可以测量恒星的角直径，进而结合恒星的距离来计算其物理半径。

天文测量

如月掩星法，当恒星被月球边缘掩食时，会产生星光的衍射图像。记录图像的变化形式，并与不同角直径光源被月球掩食的模拟衍射图样比较，可以计算被掩食星的直径。

恒星模型拟合

使用恒星演化模型，将观测到的恒星参数（如有效温度、表面重力加速度、恒星金属丰度）与理论模型进行匹配，从而得到恒星的半径。

轨道周期

双星系统的轨道周期是指两颗恒星绕它们共同质心旋转一周所需要的时间。这个周期取决于双星系统中恒星的质量和它们之间的距离。根据开普勒第三定律，轨道周期的平方与轨道半长轴的立方成正比，而轨道半长轴又与两颗恒星质量的总和有关。

对于不同类型的双星系统，轨道周期可以从几分钟到几年不等。例如，2023年研究团队使用500米口径球面射电望远镜观测到一个名为PSR J1953+1844（M71E）的脉冲星双星系统，该系统的轨道周期仅为53分钟。而对于一些更广泛的双星系统，轨道周期可能会更长，例如，环绕着南门二（半人马座αAB）的比邻星的轨道周期则长达数十万年。

双星系统的轨道周期可以通过多种方法测量：

观测恒星的相互掩食

对于交食双星系统，当一颗恒星从另一颗恒星前面经过时，会导致系统总亮度的周期性下降。通过精确测量这些亮度下降的时间间隔，可以得到双星的轨道周期。

光谱多普勒测法

通过分析恒星光谱中的多普勒位移，可以测量恒星的径向速度变化。如果能够观测到两颗恒星的径向速度随时间的变化，可以根据这些速度变化推断出轨道周期。

天体测量方法

利用甚长基线干涉测量（VLBI）或哈勃空间望远镜等精密测量技术，可以测量恒星在天球上的微小运动。通过分析这些运动的周期性，可以计算出双星系统的轨道周期。

光变曲线分析

对于非食双星系统，如果两颗恒星靠得足够近，它们之间的引力相互作用可能会导致光度的周期性变化。通过分析这些光变曲线，可以得到双星的轨道周期。

脉冲星计时

在含有脉冲星的双星系统中，脉冲星发出的周期性脉冲信号可以用来测量双星的轨道周期。由于脉冲星的自转非常稳定，这些脉冲信号提供了非常精确的时间标记。

引力波信号分析

对于足够近且质量足够大的双星系统，它们在相互绕转时产生的引力波可以被如激光干涉引力波天文台和室女座干涉仪这样的引力波探测器所探测。通过分析引力波信号的周期性，可以得到双星系统的轨道周期。

运行规律

双星系统是由两颗恒星组成的天体系统，它们之间的运行规律主要受到相互之间的引力作用影响。在这个系统中，两颗恒星围绕着共同的质心进行椭圆形轨道运动，这个质心位于两颗恒星质量中心的位置。恒星的轨道速度根据它们与质心的距离而变化，遵循开普勒定律，即在靠近质心的位置速度较快，在远离质心的位置速度较慢。双星系统的质心位置会随着恒星的运动而动态变化，且质量较大的恒星对质心位置的影响更为显著。

双星系统中的恒星运动遵循能量守恒定律和角动量守恒定律的原则，这为系统的稳定运行提供了基础。在演化过程中，双星系统中的恒星会相互影响，例如通过物质转移改变彼此的质量比，从而影响它们的演化路径。这种相互作用可能导致系统最终演化成双黑洞或双中子星等致密天体。

此外，双星系统中可能存在的行星可以采取两种运行方式：一种是环绕双星中的一颗恒星运行（S型行星），另一种是环绕双星两者共同运行（C型行星）。这些行星的形成和稳定性受到双星系统特有的动力学条件的影响。

双星的分类

根据恒星之间的物理联系和观测方法，双星系统主要分为物理双星和光学双星两类。

物理双星

物理双星（Physical Double Star）指的是两颗恒星通过引力相互联系，围绕共同质心运动的系统。这类双星系统中的恒星存在真实的物理相互作用，具有物理上的联系。物理双星的分类主要基于它们的物理特性和相互作用的程度，可以进一步细分。

目视双星

目视双星（Visual Binary Star）指通过望远镜可以直接分辨为两颗恒星的系统。目视双星的研究对于理解恒星的物理特性、演化过程以及它们在银河系中的分布和作用具有重要的科学意义。通过对目视双星的观测和分析，可以揭示恒星内部结构、质量传递、恒星风、潮汐撕裂作用等天体物理过程。此外，目视双星的观测还有助于提高亮星星表参考架的参考星数密度，对于天文学的精确测量和参考框架的建立具有重要作用。

分光双星

分光双星（spectroscopic binary star）是指通过对某天体谱线位置变化的观测分析，能判断出的双星系统。这类双星的两颗子星间的距离很近，绕转周期也很短，因此不能通过直接观测的方式分辨两颗子星。根据多普勒效应，恒星接近我们运动时，其谱线便移向紫端，恒星远离地球运动时，谱线便移向红端。随着两子星的绕转，恒星光谱的谱线便发生有规律的移动，据此，科学家可以发现双星。如果两个子星的谱线都能测得，这样的双星称为双谱分光双星（SB2）；只测到一个子星谱线的称为单谱分光双星（SB1）。分光双星，特别是双谱双星，对于推求恒星质量、半径等基本参量极为重要。单谱双星也能对有关恒星的基本参量提供约束条件。分光双星中所包含的恒星种类繁多，涉及的物理、演化等问题甚为广泛。当前，还有大量的分光双星尚待发现和研究，采用物端棱镜等新技术从事探测的效率较高。

食双星

交食双星（eclipsing binary）也叫交食双星，该双星系统中一颗恒星的轨道面几乎与观测者视线平行，导致两颗恒星周期性地相互遮挡，从而引起系统光度的周期性变化。大陵五（大陵五）是最早被发现的食双星，因其亮度变化被称为“魔星”。食双星可以根据光变曲线、间距和物理特性进行分类，如大陵型双星的食外变化较小。

食双星对于天文学非常重要，因为它们提供了一种准确可靠的方法来测量恒星的基本物理参数，如质量、半径和光度。过观测和分析食双星，科学家能够了解恒星的内部结构和演化过程。脉动食双星的研究有助于探测恒星内部结构，而包含磁活动星的食双星有助于理解恒星的磁活动和色球层特性。食双星的研究还能揭示恒星光球与色球活动之间的联系，以及恒星黑子和磁活动的演化规律。这些观测数据和研究成果为天文学研究提供了重要的信息和基础。

密近双星

密近双星（Close Binary Stars）是一类特殊的双星系统，其中两颗恒星相互绕转的轨道半径较短，因此它们之间的物理距离非常接近。这类双星系统中的恒星可能会发生物质交换，甚至可能共享一个共同的外层大气层。密近双星的研究对于理解恒星的演化、相互作用以及宇宙中的物质循环具有重要意义。

X射线双星

X射线双星是一类特殊的双星系统，其中包含一颗致密星（如中子星或黑洞）和一颗正常恒星或白矮星作为伴星。这类系统中，致密星通过引力作用从伴星吸积物质，在吸积过程中释放出大量的引力能，产生强烈的X射线辐射。X射线双星的研究对于理解恒星演化、致密星物理以及宇宙中的高能过程具有重要意义。

光学双星

光学双星（Optical Binaries）通常不进行细分，因为它们本质上是由视线的巧合造成的，而不是由物理上的引力相互联系。两颗恒星在视线上接近，但实际上它们可能在空间中相隔很远，没有物理相互作用。因此，光学双星的概念主要是指这种视觉上的接近性，而不是基于它们之间的物理关系。

双星的观测

双星系统的观测主要通过目视观测、光谱观测、光变观测、干涉测量、射电观测、X射线观测和空间观测等方法进行。这些方法可以帮助天文学家推断出双星系统中恒星的各项参数，以及它们的轨道周期、轨道偏心率和质心距离等，对于理解恒星的形成、演化和宇宙中物质的分布具有重要意义。

双星系统的观测是一个涉及多个步骤、多种技术、多学科知识以及国际合作的复杂过程。双星系统中的恒星可能因为距离地球非常遥远，其发出的光或其他电磁辐射信号非常微弱，需要高灵敏度的望远镜才能探测到。如果两颗恒星靠得很近，它们可能会在望远镜的视场中重叠，使得分辨出单个恒星的信号变得困难。双星系统中的恒星通常围绕共同的质心旋转，需要精确测量它们的轨道参数，这通常涉及到复杂的动力学分析。高质量的观测设备通常会产生海量数据，需要强大的计算资源和先进的数据处理技术来处理和分析。另外，宇宙背景辐射、地球大气的扰动、望远镜本身的噪声等都会对观测结果产生影响，需要通过各种校准技术来减少这些噪声的影响。

双星的重要发现

双星的重要发现包括了一系列天体物理学的研究进展。

中国科学院云南天文台发现了一颗脉动周期快速减小的天琴RR型变星：大熊座AX。这颗变星的脉动周期变化率达到了-7.75天每百万年，是迄今为止学界发现的周期减小最快的天琴RR型变星。此外，中国科学院国家天文台的研究指出，双星系统在形成之初就已经经历过动力学“加工”，这一发现对于理解双星演化具有重要意义。

“500米口径球面射电望远镜”发现的脉冲星双星系统：中国科学院国家天文台利用500米口径球面射电望远镜（FAST）发现了一个名为PSR B1937+21 J1953+1844 （M71E）的双星系统。这个系统的轨道周期仅为53分钟，是目前已知轨道周期最短的脉冲星双星系统。这一发现填补了蜘蛛目类脉冲星系统演化模型缺失的一环。

包含极低质量白矮星前身星的双星系统：中国科学院星国家天文台和中国科学院云南天文台的研究人员发现了一个包含极低质量白矮星前身星的双星系统，其伴星是一颗不可见的致密天体。这个双星系统的轨道周期为0.219658天。

还有，双星系统的研究为广义相对论的正确性和黑洞存在提供了证据，双星系统产生的Ia型超新星帮助人们发现了宇宙在加速膨胀，从而推出了暗能量的存在。LIGO/Virgo探测到的恒星级双黑洞和双中子星并合产生的引力波事件也是双星研究的重要现象之一。

双星相关理论和研究进展

双星相关理论和研究进展包括以下几个方面：

脉冲星双星系统演化：中国科学院国家天文台的研究人员与国际合作者在脉冲星双星系统演化研究方面取得了进展。他们利用500米口径球面射电望远镜（FAST）发现了已知轨道周期最短的脉冲双星，填补了蜘蛛类脉冲星系统演化中的缺失一环。

双星共有包层演化：中国科学院云南天文台的研究人员在双星共有包层演化方面取得了进展。他们首次发现了双星共有包层演化的直接证据，这对于理解双星相互作用、热核爆炸超新星、双黑洞形成等前沿科学具有重要意义。

宽距双星研究：多个研究单位组成的团队利用欧洲航天局Gaia卫星的巡天数据，对太阳邻域内的宽距双星开展了广泛研究，精确描述了宽距双星的内禀属性，并深度挖掘了它们在银晕物质分布、双胞胎星形成与演化等方面的科学价值。

双星星族性质研究：云南天文台的研究人员利用LAMOST数据，在双星星族性质研究方面取得了新的进展。他们为研究双星星族统计性质设计了一种全新的方法，并利用该方法对不同光谱型的双星质量比例分布规律和双星比例进行了研究。

双星系统与引力波

双星系统辐射引力波

在双星系统中，两颗恒星因为相互间的引力而相互绕转，进行加速运动。这种加速运动扰动周围的时空结构，产生以光速向外传播的波动，即引力波。随着时间的推移，由于引力波的辐射，双星系统逐渐失去能量，这导致轨道能量减少，轨道逐渐收缩。因此，两颗恒星之间的距离变小，轨道周期缩短。如果这个过程持续下去，特别是在紧密且质量大的双星系统中，例如双中子星或双黑洞系统，最终两颗恒星可能会相撞合并，在它们合并的最后阶段会以极高的速度相互绕转，此时产生的引力波信号最强，因此也最容易被探测到。

总结来说，双星系统能够辐射引力波是因为它们的加速质量运动扰动了时空结构。双星系统的轨道收缩不仅证实了广义相对论中关于引力波辐射的预言，而且提供了研究引力波源的关键信息。通过精确的科学仪器，科学家们能够探测到这些引力波，从而验证广义相对论的预言。同时这一发现也为我们提供了一种全新的观测宇宙的手段。

间接验证引力波

拉塞尔·赫尔斯和J.H.泰勒在1974年发现了一个由两颗中子星组成的双星系统PSR 1913+16，其中一颗是脉冲星。通过对该双星系统的详细观测，他们注意到该系统的轨道周期正在逐渐减少，这一现象无法用当时的天体物理理论完全解释。他们推测，这种周期的减少是由于双星系统辐射引力波而失去能量和角动量所导致的，这为引力波的存在提供了间接证据。两人也因此获得了1993年的诺贝尔物理学奖。这是引力波存在的第一个间接定量证据。此后，随着更多双脉冲星系统的发现，如PSR B1937+21 J0737-3039，这一领域得到了进一步的研究和证实。

这些研究成果表明，双星系统中的脉冲星可以作为探测引力波的天然“探测器”，通过精确测量脉冲星的轨道参数变化，可以间接验证引力波的理论预言，为研究宇宙的结构和演化提供了新的视角和工具。

直接验证引力波

双星系统是也是直接验证引力波的重要天体物理实验室。

引力波的探测是通过精确测量距离变化来实现的，这些变化是由经过地球的引力波引起的。当引力波通过时，它们会极其微弱地拉伸和压缩空间，导致测量距离的微小变化。现代的引力波探测器，如激光干涉引力波天文台和室女座干涉仪，使用激光干涉仪来测量这种变化。

2015年的GW150914事件是激光干涉引力波天文台探测到的首次直接引力波事件，标志着引力波天文学的开端。这次事件由两个黑洞的合并产生，它们的质量分别是太阳的29倍和36倍，合并后形成了一个约为62倍太阳质量的黑洞，释放出约3倍太阳质量的能量作为引力波辐射。

2017年的GW170817事件是激光干涉引力波天文台和室女座引力波天文台合作探测到的第一次双中子星并合事件。这次事件不仅探测到了引力波，还观测到了伴随的电磁信号，包括伽马射线暴、光学信号和射电波辐射，这证实了中子星并合事件是重元素如金和铂的宇宙级合成场所，这一发现开启了多信使天文学的新纪元。

纳赫兹引力波关键证据

超大质量黑洞双星系统（Supermassive Black Hole Binaries）是纳赫兹引力波最可能的波源。这些系统由两个位于各自星系中心的超大质量黑洞组成，它们的质量极大，可达到太阳质量的数百万至数十亿倍。当两个星系相撞并合并时，它们中心的超大质量黑洞会相互靠近，形成双星系统并绕转，从而产生低频的引力波。超大质量黑洞双星系统绕转产生的引力波频率极低，主要集中在纳赫兹频段，这些信号的时标为年到几十年。此外，这些引力波的波长极长，可能跨越数光年。