□ 文 柯文采（Thijs Kouwenhoven）/ 翻譯 程思淼

現(xiàn)代天文學(xué)中的雙星

□ 文 柯文采（Thijs Kouwenhoven）/ 翻譯 程思淼

圖片來源：APOD（David A. Hardy & PPARC）。

柯文采（Thijs Kouwenhoven）北京大學(xué)科維理天文與天體物理研究所（KIAA）百人計劃學(xué)者。

雙星——比你想的還要多！

我們的太陽系由一顆恒星、八顆行星以及各種小天體組成。不過，太陽附近的大多數(shù)恒星卻是雙星系統(tǒng)。如果它們有行星，那么，從那些行星上看來，天上將會有兩個“太陽”。甚至還有的是三合星、四合星、五合星，乃至更多恒星組成的系統(tǒng)。觀測表明，太陽附近超過三分之二的恒星處在雙星或多星系統(tǒng)當(dāng)中，而對大質(zhì)量恒星來說，雙星的比例幾乎達到100%。因此，在現(xiàn)代天文學(xué)的很多領(lǐng)域，如恒星形成、測定恒星距離和年齡、恒星演化和星團等研究中，雙星系統(tǒng)都起著重要的作用。

即使是我們的近鄰——南門二（半人馬座α），也不只是一顆星。兩顆亮星南門二A和南門二B構(gòu)成一對目視雙星，兩星實際相距23天文單位，大致相當(dāng)于從太陽到天王星的距離。它們的互繞周期為80年。這個南門二A/B系統(tǒng)甚至還有一顆暗得多的子星——南門二C，以數(shù)十萬年的周期繞著它們公轉(zhuǎn)。我們在夜空中看到的很多恒星實際上都是雙星系統(tǒng)，著名的如北極星（Polaris）、南河三（Procyon）、輦道增七（Albireo）和天狼星（Sirius）。

如何發(fā)現(xiàn)雙星？

現(xiàn)在我們有很多方法可以用來發(fā)現(xiàn)新的雙星系統(tǒng)。理論上講，最容易的方法無非是直接觀測到兩顆星的互繞。這也是最可靠的辦法，但是往往需要花費極長的時間（想想，我們要觀察的是恒星的運動?。?，而且，如果雙星系統(tǒng)距我們太遠(yuǎn)，或者兩顆星的互繞周期太長，這個辦法就難以付諸實踐了。因此，很多雙星系統(tǒng)是用更復(fù)雜的方法發(fā)現(xiàn)的。下面列出了幾種最常見的雙星系統(tǒng)，發(fā)現(xiàn)方法來命名的：

1.目視和天體測量雙星

在望遠(yuǎn)鏡中可以分辨出兩顆子星的雙星系統(tǒng)，稱為目視雙星。很多已知的雙星都是這樣發(fā)現(xiàn)的，因為它們在小望遠(yuǎn)鏡中就可以容易地分辨出來。不過，問題在于，我們不知道兩顆星是否真的相距很近，并且存在著引力束縛，除非我們確實能觀測到兩顆星的互繞運動。如果不能，那么很有可能它們實際上相距很遠(yuǎn)，只是湊巧從地球上看去很接近罷了。

如果我們能在一段很長的時間里精確地測出目視雙星的位置變化，我們就能夠確定它們是否存在引力互繞（即是否是“真正”的雙星）。利用觀測的數(shù)據(jù)，我們可以精確地計算出軌道的信息。大部分“真正”的目視雙星離我們都很近，因為離得近才容易觀測到兩顆子星的運動。目視雙星一般相距數(shù)十天文單位：因為如果它們離得太近，我們的望遠(yuǎn)鏡會無法分辨；而如果相距太遠(yuǎn)，繞轉(zhuǎn)周期就會太長，要觀測到它們的運動就會變得困難。到目前為止，我們已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了近千個目視雙星系統(tǒng)，包括很多可以用肉眼看到的亮星。

有的時候，一個系統(tǒng)中的伴星過于暗淡，我們只能看到主星。比如伴星是黑洞、中子星、白矮星時就是如此。當(dāng)然也有可能伴星只是一顆普通的暗星而已。這時，我們可以通過主星的搖擺來確定雙星的軌道參數(shù)。這種情況下雖然無法直接觀測到伴星，但仍能通過測量位置變化確定的雙星系統(tǒng)，稱為天測雙星；夜空中最明亮的恒星——天狼星就是這類方法發(fā)現(xiàn)的著名例子。

天狼星是夜空中最明亮的恒星。在它的伴星被觀測到之前很久，人們就確認(rèn)了它是一個雙星系統(tǒng)。人們觀測到主星天狼A在天空中運動的軌跡有搖擺，這只能解釋為有一顆伴星在與它互繞。天狼星由此成為人們發(fā)現(xiàn)的第一顆天測雙星。很多年之后，它的白矮星伴星天狼B才被發(fā)現(xiàn)，人們也可以觀測它的運動，天狼A/B系統(tǒng)因而變成了一個目視雙星系統(tǒng)。來源：University of Tenessee。

2.分光雙星

很多雙星相距得太近，或者雙星系統(tǒng)離我們太遠(yuǎn)，我們就無法通過望遠(yuǎn)鏡直接分辨出兩顆子星。因此，它們不屬于目視雙星。但是，借助分光鏡，我們?nèi)匀豢梢浴鞍l(fā)現(xiàn)”它們。

當(dāng)兩顆星相互繞轉(zhuǎn)時，它們相對我們的（視向）速度也時刻在變化著，而根據(jù)多普勒效應(yīng)，它們視向速度的變化可以在兩星的合成光譜中分辨出來。具體地說，當(dāng)兩星互繞時，它們的視向速度變化趨勢相反，這樣光譜中分別來自兩顆星的譜線就會向相反的方向移動。對相隔一段時間的兩條光譜進行比較，我們就會發(fā)現(xiàn)，一批譜線向紅端移動了，而另一批則移向藍端；如果某一條譜線兩顆星都具有，我們還可以觀測到它的分裂。而且，譜線的這種移動和分裂是周期性的。

1889年，人們用這種方法發(fā)現(xiàn)了第一顆“分光雙星”——北斗七星的第六星——開陽（Mizar）。隨后，越來越多的分光雙星被找到。如我們之前說過的，分光雙星的光譜中應(yīng)當(dāng)有“兩批”譜線；但實際觀測中，有時因一顆子星過于暗淡，它的譜線在合成光譜中難以看到，這時我們就只能觀察到“一批”譜線的周期性移動，稱為“第一類”或“單線”分光雙星；相反，如果能看到“兩批”（兩顆星的）移動方向相反的譜線，則稱為第二類或雙線分光雙星。

3.共自行星對(common proper motion pair)

大約有10%的雙星系統(tǒng)，其中的兩顆子星相距超過1000天文單位。這樣的兩顆子星當(dāng)然很容易用望遠(yuǎn)鏡分辨出來，但此時的問題在于，它們的軌道周期通常長達數(shù)萬年之久，因此很難確認(rèn)兩顆星是否真的互繞。

不過，我們知道，如果兩顆星之間確實存在引力束縛（即互繞），它們相對太陽系就應(yīng)該有相同的距離（與恒星到我們的遙遠(yuǎn)距離相比，它們之間的距離當(dāng)然可以忽略不計了）、相同的徑向速度以及相同的自行（即空間運動在天球上的投影，以單位時間內(nèi)移動的角度度量）。因此，通過精確測量這些參數(shù)，我們就能夠相當(dāng)有把握地猜測，兩顆看上去相鄰的星是否真的會組成一個雙星系統(tǒng)。如果測量數(shù)據(jù)顯示，它們在空間中的大尺度運動確實是相同的，我們就稱它們是一對“共自行星”。

當(dāng)一個雙星系統(tǒng)的軌道平面與我們的視線近似平行的時候，我們就能觀測到兩顆星的相互掩食。即使我們不能分辨兩顆子星，也可以從它的光變曲線中得知這是一個雙星系統(tǒng)。這是一種很可靠的發(fā)現(xiàn)雙星的辦法，同時也可用來搜尋系外行星。來源：NASA/Kepler。

4.食雙星和月掩雙星

如果幸運的話，一個雙星系統(tǒng)的軌道平面可能剛好與我們的視線方向基本平行，這樣，在每個互繞周期里，我們都可以看到一顆子星移動到另一顆的前面，擋住了它的一部分光。仔細(xì)地監(jiān)測整個系統(tǒng)的亮度，我們就可以確定這個“食雙星”系統(tǒng)的軌道周期和大小。這種觀測“掩食”的方法也用于太陽系外行星的搜索，成果卓著。

這種方法還有一種拓展，是通過觀測一個較大天體（比如月球）對雙星系統(tǒng)的掩食進行的。當(dāng)月球掩食一個密近雙星系統(tǒng)時，它首先掩過第一顆星，幾秒之后，另一顆星才被遮住。通過精確測定系統(tǒng)亮度隨時間的變化，我們就可以計算出兩星間的距離和它們各自的亮度。這樣確定的雙星系統(tǒng)稱為“月掩雙星”。

5.微引力透鏡雙星和自引力透鏡雙星

愛因斯坦的相對論指出，大質(zhì)量天體可以改變（形象地說是“扭曲”）它周圍的時空。其結(jié)果之一就是，當(dāng)光經(jīng)過一顆恒星附近時，它將不再沿“直線”傳播。這一可觀測的效應(yīng)也可以用于搜尋新雙星。

具體方法有兩種。

1.“微引力透鏡”法

用于恒星經(jīng)過一個明亮的背景天體時。由于微引力透鏡效應(yīng)，恒星凌過時背景天體的光會被輕微地“聚焦”放大，因此，如果這顆恒星是一個雙星系統(tǒng)，就可以觀測到背景天體的兩次相繼的“聚焦”。

2.“自引力透鏡”法

系統(tǒng)中的一顆子星作為“透鏡”“聚焦”了另一子星發(fā)出的光。如果系統(tǒng)中的一顆子星是致密天體，如白矮星、中子星或是黑洞，那么它造成的引力透鏡效應(yīng)就會非常明顯。

藝術(shù)家繪制的雙星系統(tǒng)KOI-3278想象圖。該系統(tǒng)由一顆G型恒星和一顆白矮星組成。由于白矮星十分致密，當(dāng)它凌過背后的G型星時，它的引力場使G型星的光發(fā)生了偏折。最近，華盛頓大學(xué)的伊森·克魯斯（Ethan Kruse）和埃里克·埃格爾（Eric Agol）觀測到了這種“自引力透鏡”的凌星現(xiàn)象。來源：NASA/Kepler。

6.統(tǒng)計方法

統(tǒng)計方法并不研究個別的雙星系統(tǒng)，而是確定雙星在一群恒星中的比例。圖中顯示了疏散星團NGC6791的顏色-星等圖（赫羅圖）。由于星團中所有恒星到我們的距離都近似是相同的，它們的年齡也近似相同，其中處于燃?xì)潆A段（即主序階段）的星應(yīng)當(dāng)位于同一條主序帶上。由于圖中摻雜進了一些背景恒星，而且我們對亮度的測量也存在誤差，所以這條主序帶有所彌散。但是另一方面，有些彌散也可以解釋為雙星。那些子星質(zhì)量相近的未分辨的雙星系統(tǒng)，將在主序帶的右上方形成一條較單薄的“雙星序帶”（這條帶實際上包含光學(xué)和物理雙星）。盡管我們用這種統(tǒng)計的方法并不能判斷圖中任何個別的點是否是真正的雙星系統(tǒng)，但通過比較理論模型算出的“光學(xué)雙星比例”與觀測到的雙星序所占的比例，我們就可以大致得出真正的物理雙星在星團中的比例。來源：stronomy & Astrophysics。

找尋雙星的最后一種方法是利用統(tǒng)計的方法。統(tǒng)計方法并不著眼于個別的天體，而是把大量的恒星群體（比如“太陽附近的恒星”，或者“一個星團中的恒星”等）看作一個整體，估算其中雙星所占的比例。

例如，我們把目光投向天空中隨機選定的一塊區(qū)域，并假定恒星在其中基本上是隨機分布的。這時我們可以用理想模型計算出所謂光學(xué)雙星（也就是僅因視覺效應(yīng)看上去很接近的星）的出現(xiàn)頻率。如果我們把這一數(shù)值與在天空中實際觀測到有待確認(rèn)的“雙星”（包括光學(xué)雙星和真正的物理雙星）數(shù)量做一比較，就可以得出真正雙星的大致比例（只需做一簡單的減法就可以了）。雖然我們無法指出具體哪一個疑似的“雙星”是真的雙星，但這一比例是可以得到的。

另一種從統(tǒng)計上確定雙星的方法，是觀察星團中的恒星在赫羅圖（顏色-星等圖）上的位置。未被分辨的雙星比其他恒星更亮、更紅，它們的分布也加寬了主序帶的寬度。盡管測量誤差往往使我們無法正確地指出某一顆星究竟是不是雙星，但由于隨機誤差在總體上相互抵消，位于主序帶右上方（又亮又紅）的星的比例是不受影響的。用這種統(tǒng)計方法，我們就能夠得出遠(yuǎn)在數(shù)千光年之外的星團中雙星所占的比例。

雙星天體物理學(xué)

雙星為天文學(xué)家提供了研究天體物理學(xué)的基本數(shù)據(jù)。各種類型的雙星分布在我們銀河系的每個角落，從太陽的近鄰到遙遠(yuǎn)的球狀星團，從銀河系的中心到銀暈中最偏遠(yuǎn)的區(qū)域。借助現(xiàn)代強大的望遠(yuǎn)鏡，我們甚至能夠確認(rèn)其他星系中的雙星。這些雙星為天體物理學(xué)各個方向的研究都提供了關(guān)鍵的信息，因此它們對于我們更好地理解宇宙是至關(guān)重要的。

增進我們對恒星形成的認(rèn)識

關(guān)于雙星是如何形成的理論與恒星形成的一般理論直接相關(guān)。恒星由空間中的巨大氣體云引力收縮而成。當(dāng)收縮的氣體云密度足夠大，其中心能夠誘發(fā)核聚變反應(yīng)時，恒星就形成了。由于空間中的氣體云是十分巨大的，恒星并不是單個地形成，而是往往幾百甚至幾千顆一起形成。這一過程十分混亂，經(jīng)常會出現(xiàn)氣體云中的一個團塊分裂成兩個的情況，這兩個團塊隨后就分別形成一顆恒星。如果整個氣體在旋轉(zhuǎn)，這種分裂就尤其容易發(fā)生。這就形成了所謂“原生雙星”（即誕生之初就是引力束縛的雙星系統(tǒng)）。通過研究這些原生雙星，我們能夠了解到恒星形成的過程。通過觀測有多少恒星是雙星、它們的軌道周期和相對質(zhì)量如何，我們就能夠重建它們所在的星群誕生時的環(huán)境。除了原生雙星，兩顆原來彼此獨立的恒星也有可能后來碰巧“走得很近”，由于某種原因改變了原來的能量狀態(tài)，轉(zhuǎn)而相互繞轉(zhuǎn)。這個過程，天文學(xué)家稱之為“捕獲”，而新形成的系統(tǒng)稱為“動力學(xué)雙星”。我們在天空中看到的大多數(shù)雙星都是原生的：它們生來就是雙星。捕獲的現(xiàn)象有時也會發(fā)生，但并不常見，因為即使是在星團里，兩顆恒星一般也相隔很遠(yuǎn)。

精確測量恒星質(zhì)量

測量天體的亮度是相對容易的，但是，天文學(xué)家更關(guān)心質(zhì)量。理論模型幫助我們在亮度和質(zhì)量間進行轉(zhuǎn)換（質(zhì)量-光度關(guān)系），但這要求我們首先知道天體的距離，而且有時理論模型本身也不夠精確。雙星是我們在太陽系外直接測量質(zhì)量的唯一途徑。按照牛頓的萬有引力定律，雙星系統(tǒng)的軌道周期與軌道大?。▋尚情g距離）的3/2次方成正比，與兩星質(zhì)量之和的1/2次方成反比，也就是說，兩星間距離越大、質(zhì)量之和越小，軌道周期就越長。事實上，這就是當(dāng)年阿瑟·愛丁頓爵士用來導(dǎo)出著名的恒星“質(zhì)-光關(guān)系”所用的方法。就目視雙星來說，軌道周期可以通過觀測恒星的運動得到；如果知道雙星系統(tǒng)到我們的距離，兩星間距離就可通過觀測到的雙星張角導(dǎo)出。這樣，我們就能計算得出兩星質(zhì)量之和的具體值。對于離我們不遠(yuǎn)的雙星，距離可以由觀測到的周年視差得到。不過，這種方法只能告訴我們雙星系統(tǒng)的總質(zhì)量，因此，我們還需要通過其他方法估算出兩個子星的質(zhì)量比，才能得到兩星各自的質(zhì)量，比如通過兩星的相對光度來得到這個質(zhì)量比。

圖片來源：APOD（Mark Garlick）。

距離的準(zhǔn)確測定

在宇宙中測量距離是十分困難的。除了在太陽系里可以發(fā)射飛船實地測量以外，唯一一種直接的測距法只有三角視差法。這種方法的原理是，地球每年繞日公轉(zhuǎn)一周，因此，距我們較近的恒星相對遙遠(yuǎn)的背景恒星，看上去位置也會有以一年為周期的緩慢、微小的環(huán)形運動。不過，視差測距要求被測恒星離我們比較近（最多不超過數(shù)千光年）。除此之外，其他的任何宇宙測距法都是間接的，并且并不總是可靠。而在那些相對最可靠的間接測距方法中，有兩種都與雙星有關(guān)。第一種稱為“力學(xué)視差法”，它也是利用牛頓萬有引力定律。我們可以直接測得雙星的軌道周期，而每顆子星的質(zhì)量則由其相對光度推算而得。最后，我們把雙星系統(tǒng)在天空中的張角和由引力定律算出的兩星間實際距離進行比較，就可以對雙星系統(tǒng)到我們的距離進行很好的估計。另外一種廣泛應(yīng)用的雙星測距法稱為“分光視差法”：我們分別得到兩顆星的光譜。由于恒星光譜的特征十分敏感地依賴于它的光度和質(zhì)量，我們通過比較觀測到的亮度與用光譜模型推算出的光度，就可以估算出雙星的距離。雖然對于密近雙星，分光視差法不如力學(xué)視差法準(zhǔn)確，但它可以應(yīng)用于十分遙遠(yuǎn)的雙星系統(tǒng)。

質(zhì)量交換的物理學(xué)

大約15%的雙星系統(tǒng)軌道半徑很小，以致有時兩顆星的表面幾乎相互接觸。這時候，它們的外層大氣幾乎重疊在一起，物質(zhì)就可能從一顆星流向另一顆星。天文學(xué)上稱為“洛希瓣溢流”。一顆恒星的洛希瓣是指在雙星軌道運行中，這顆星的引力所主導(dǎo)的區(qū)域。如果恒星本身的大小超過它自己的洛希瓣，超出部分的物質(zhì)就不再有效地被它自己的引力所束縛，而流向軌道上的另外一顆星。大多數(shù)雙星誕生時，兩顆星的大小比起它們之間的距離來足夠小，不會引起物質(zhì)轉(zhuǎn)移。因此，這種現(xiàn)象主要出現(xiàn)在某個子星進入生命末期，膨脹成一顆紅巨星的時候。有的時候，兩顆星的體積都膨脹了，同時充滿了自己的洛希瓣，這時，系統(tǒng)中就存在雙向、相互的質(zhì)量交換。天文學(xué)研究中的“相接雙星”領(lǐng)域就是研究這一過程的，它對我們了解恒星的結(jié)構(gòu)和化學(xué)組成有重要的幫助。

藍離散星和X射線雙星

在一些極端的情況下，兩顆星之間通過洛希瓣溢流的物質(zhì)交換使雙星的軌道發(fā)生劇烈的變化，有時甚至導(dǎo)致兩顆星合并成為一顆巨大的恒星。這一新形成的融合產(chǎn)物比原來的每顆星質(zhì)量都更大、也更明亮，稱為“藍離散星”。另一種十分有趣的情況出現(xiàn)在原雙星系統(tǒng)的一顆子星經(jīng)歷超新星爆發(fā)、演化成一顆中子星或者黑洞時。隨著時間的推移，另一顆子星最終也會膨脹為一顆紅巨星，于是它的質(zhì)量就會開始向那顆中子星或黑洞轉(zhuǎn)移。在中子星或黑洞附近，強大的引力賦予這一物質(zhì)流極高的能量，從中可以輻射出在極遠(yuǎn)的距離上也能觀測到的高能X射線。這樣的系統(tǒng)稱為“X射線雙星”，它幫助我們更好地研究黑洞和愛因斯坦的相對論。

帶有行星的雙星系統(tǒng)

迄今我們已發(fā)現(xiàn)了數(shù)千顆系外行星的候選者，其中的絕大多數(shù)繞單個恒星公轉(zhuǎn)，只有幾十顆處在雙星系統(tǒng)中。首先，這是基于選擇效應(yīng)：天文學(xué)家主要搜尋的就是那些繞單個恒星公轉(zhuǎn)的行星，因為在這樣的恒星周圍搜尋行星是最容易的。再者，很多天文學(xué)家也認(rèn)為，要在雙星系統(tǒng)中形成行星比較困難，即使它們形成了，也不如單個恒星的行星系統(tǒng)穩(wěn)定。雖然可能有時確實如此，但實際上這種論斷還缺乏統(tǒng)計上有說服力的證據(jù)。最近的計算機模擬表明，雙星系統(tǒng)中實際上也是可以形成行星的，而且它們可能在穩(wěn)定的軌道上運行超過數(shù)十億年。有兩種這樣的穩(wěn)定軌道：S型系統(tǒng)（行星繞雙星系統(tǒng)中的一顆子星公轉(zhuǎn)）和P型系統(tǒng)（行星繞整個雙星系統(tǒng)公轉(zhuǎn)）。如果行星軌道與雙星軌道兩者當(dāng)中較小的那個只是較大那個軌道的十分之一或更小，整個系統(tǒng)就幾乎可以保證是穩(wěn)定的。現(xiàn)在，對雙星中的行星系統(tǒng)的研究正在蓬勃發(fā)展?？梢云诖?，在不遠(yuǎn)的將來，我們將在“雙星行星系”中有更多的發(fā)現(xiàn)。

藝術(shù)家繪制的半接雙星（semi-detached binary star）大陵五（Algol）。所謂半接雙星是指，它的一個子星已經(jīng)充滿了自己的洛希瓣，其外層大氣已在洛希瓣之外，因而可以流向另一個子星。這一質(zhì)量轉(zhuǎn)移過程使兩顆星的質(zhì)量和軌道周期慢慢發(fā)生變化。來源：Steve Bowers。

行星P在雙星系統(tǒng)A/B中的兩種穩(wěn)定軌道。行星或者繞雙星中的一顆公轉(zhuǎn)（S型行星軌道），或者繞整個雙星系統(tǒng)公轉(zhuǎn)（P型行星軌道）。只要行星軌道和雙星軌道的規(guī)模相差足夠大，這兩種行星都可以在系統(tǒng)中長時間穩(wěn)定運行。來源：arXiv:0908.3328。

雙星研究的未來

曾幾何時，雙星一度是天體物理學(xué)中的熱門題目，幾乎每個天文研究所都有天文學(xué)家從事接觸雙星、恒星和雙星演化、X射線雙星的研究，或主持觀測項目搜尋雙星并測量其軌道參數(shù)。而近20年來，人們更多地轉(zhuǎn)向系外行星的研究。也許這并非不可理解：畢竟在行星研究的新領(lǐng)域里會有機會取得更多重大發(fā)現(xiàn)。不過，由于雙星對我們理解很多基本的天體物理過程都起著至關(guān)重要的作用，所以雙星研究也許值得我們投入比目前更多的關(guān)注。