分光双星

简介

分光双星——开阳

单谱与双谱

从子星视向速度的变化而判知的双星。两个子星谱线都已测得的叫双谱分光双星(又名双线分光双星)，只测到一子星谱线的叫单谱分光双星(又名单线分光双星)。前者一般可用简写符号SB2表示，后者可用SB1表示。以轨道位相为横坐标，视向速度为纵坐标画出的曲线称为视向速度曲线。求解视向速度曲线可得分光双星的轨道要素P（周期）、e（偏心率）、T（过近星点时刻）、ω（由升交点起算的近星点经度）、K1（子星 1的视向速度半变幅）、K2（子星 2的视向速度半变幅）、v0（公共质心的视向速度）、M1sin3i和M2sin3i（M1和M2为子星1与2的质量，i为轨道倾角）、a1sini和a2sini（a1为子星1绕公共质心轨道半长轴真长度,a2为子星2的相应量）,这是SB2的情况。如是SB1，可得轨道要素P、e、T、ω、K1、v0,质量函数f(M1,M2)就是和a1sini,其中下标1表示测得谱线子星，下标2表示未测谱线子星。SB2的轨道要素同用别的方法(如食双星测光解、目视或干涉双星轨道解、偏振法等)所得之值结合，可以得到两子星各自的质量值，这是求恒星质量的最可靠和最基本方法之一。 SB2轨道要素和食双星测光解结合还可求出两子星的真半径。分光双星的上列轨道要素总起来称为分光轨道解，简称分光解。

随着研究的进展，原来的SB1可能变为SB2，例如大陵五、天箭座U等。

已发现的分光双星为数约有 5,000，1978年出版的《分光双星轨道要素》第七表列有 978个分光双星的资料。分光双星的轨道周期有短到82分钟弱的(天箭座WZ)，有长到约88年的（蛇夫座70）。

在望远镜中，一般还不能直接分辨分光双星的两颗子星（成为目视双星）。采用干涉测量法和掩星观测等方法，才能分辨出愈来愈多的分光双星的子星。

一般把分光双星都看作为密近双星。有的密近双星中包含X射线脉冲星,双星轨道运动多普勒效应使脉冲频率有规律地渐增渐减，分析这种X射线数据可以仿照分光双星得出相应于SB1的X射线波段分光解，例如半人马座X-3在尚缺光学观测资料的情况下，只有X射线资料已得出的分光解，由质量函数就可判知在X射线波段未测到的子星质量下限为15.6太阳质量。包含射电脉冲星的密近双星PSR1913+16的情况也很类似，由射电脉冲频率的变化可以分析出相应于 SB1的射电波段分光解。因此从某种意义上来说，可以把该双星看作是射电波段的分光双星。

意义

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，采用物端棱镜一类的新技术从事探测，效率较高。已发现的分光双星中还有很大数量尚未求出可靠的分光解。可见光和照相波段以外的分光双星，例如由射电谱线位移、X射线谱线位移、大气外紫外谱线位移等反映轨道运动的分光双星基本上是还待探索的新领域。虽然已在大麦哲伦云中发现了双谱分光双星，而河外分光双星的发现和研究还处在初始阶段。

单线分光双星

单线分光双星single-line spectroscopic binary

一种光谱双星，其中一颗星的谱线太微弱，所以在这对双星的光谱上，只能看到另一颗恒星所产生的谱线。

单谱分光双星

分光双星

两个子星谱线都已测得的叫双谱分光双星(又名双线分光双星)﹐只测到一子星谱线的叫单谱分光双星(又名单线分光双星)。

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﹐采用物端棱镜一类的新技术从事探测﹐效率较高。已发现的分光双星中还有很大数量尚未求出可靠的分光解。可见光和照相波段以外的分光双星﹐例如由射电谱线位移﹑X射线谱线位移﹑大气外紫外谱线位移等反映轨道运动的分光双星基本上是还待探索的新领域。虽然已在大麦哲伦云中发现了双谱分光双星﹐而河外分光双星的发现和研究还处在初始阶段。

定义

双谱分光双星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。

背景资料

由于彼此的引力作用，绕着它们共同的质量中心运行的双星叫做物理双星。利用望远镜观测时，人眼直接能看出是两颗星的物理双星称为“目视双星”。有些目视双星，其中较暗的子星甚至无法看见，而精确测量较亮子星却可以发现它，相当于背景恒星移动的路径呈现波浪式的曲线，于是可以判断有一颗看不见的伴星存在，人们常常把它们叫做天体测量双星，天狼星就是这方面的一个典型例子：在望远镜分辨出它的伴星之前，就已经断定它是一颗双星了。人眼通过望远镜不能分开，用分光的方法才能分开的物理双星称为“分光双星”。分光双星的两个子星相互绕转时，它们光谱的谱线由于多普勒效应便发生有规律的位移，拍下它们在绕转不同时段的光谱，可以发现它们的光谱线周期性地时而成双线，时而成单线，这样的分光双星称为“双谱分光双星”，又称“双线分光双星”。分光双星两个子星的光谱不都是能同时拍摄到的，对于主星光度超过伴星光度三倍的双星，就只能拍摄到主星的光谱，如果增加曝光时间希望拍下伴星的光谱，那么主星光谱就会曝光过度而和伴星光谱相混合，整个光谱将模糊不清。这时研究主星的光谱，可以发现它的光谱线﹙单线﹚也作周期性的移动，这样的分光双星称为“单谱分光双星，又称“单线分光双星”。有些双星虽然观测不到它们谱线的多普勒位移，但是两子星的光谱分属差异很大的两个光谱型，明显属于两个不同的恒星，这样的双星称为“光谱双星”。当双星相互绕转的轨道面与我们视线的交角接近0°时，两子星就会发生交食现象，双星亮度呈现周期性的变化，这样的物理双星称为“食双星”，又称为“食变星”。