现代天文学中的双星

□ 文 柯文采（Thijs Kouwenhoven）/ 翻译 程思淼

现代天文学中的双星

□ 文 柯文采（Thijs Kouwenhoven）/ 翻译 程思淼

图片来源：APOD（David A. Hardy & PPARC）。

柯文采（Thijs Kouwenhoven）北京大学科维理天文与天体物理研究所（KIAA）百人计划学者。

双星——比你想的还要多！

我们的太阳系由一颗恒星、八颗行星以及各种小天体组成。不过，太阳附近的大多数恒星却是双星系统。如果它们有行星，那么，从那些行星上看来，天上将会有两个“太阳”。甚至还有的是三合星、四合星、五合星，乃至更多恒星组成的系统。观测表明，太阳附近超过三分之二的恒星处在双星或多星系统当中，而对大质量恒星来说，双星的比例几乎达到100%。因此，在现代天文学的很多领域，如恒星形成、测定恒星距离和年龄、恒星演化和星团等研究中，双星系统都起着重要的作用。

即使是我们的近邻——南门二（半人马座α），也不只是一颗星。两颗亮星南门二A和南门二B构成一对目视双星，两星实际相距23天文单位，大致相当于从太阳到天王星的距离。它们的互绕周期为80年。这个南门二A/B系统甚至还有一颗暗得多的子星——南门二C，以数十万年的周期绕着它们公转。我们在夜空中看到的很多恒星实际上都是双星系统，著名的如北极星（Polaris）、南河三（Procyon）、辇道增七（Albireo）和天狼星（Sirius）。

如何发现双星？

现在我们有很多方法可以用来发现新的双星系统。理论上讲，最容易的方法无非是直接观测到两颗星的互绕。这也是最可靠的办法，但是往往需要花费极长的时间（想想，我们要观察的是恒星的运动！），而且，如果双星系统距我们太远，或者两颗星的互绕周期太长，这个办法就难以付诸实践了。因此，很多双星系统是用更复杂的方法发现的。下面列出了几种最常见的双星系统，发现方法来命名的：

1.目视和天体测量双星

在望远镜中可以分辨出两颗子星的双星系统，称为目视双星。很多已知的双星都是这样发现的，因为它们在小望远镜中就可以容易地分辨出来。不过，问题在于，我们不知道两颗星是否真的相距很近，并且存在着引力束缚，除非我们确实能观测到两颗星的互绕运动。如果不能，那么很有可能它们实际上相距很远，只是凑巧从地球上看去很接近罢了。

如果我们能在一段很长的时间里精确地测出目视双星的位置变化，我们就能够确定它们是否存在引力互绕（即是否是“真正”的双星）。利用观测的数据，我们可以精确地计算出轨道的信息。大部分“真正”的目视双星离我们都很近，因为离得近才容易观测到两颗子星的运动。目视双星一般相距数十天文单位：因为如果它们离得太近，我们的望远镜会无法分辨；而如果相距太远，绕转周期就会太长，要观测到它们的运动就会变得困难。到目前为止，我们已经发现了近千个目视双星系统，包括很多可以用肉眼看到的亮星。

有的时候，一个系统中的伴星过于暗淡，我们只能看到主星。比如伴星是黑洞、中子星、白矮星时就是如此。当然也有可能伴星只是一颗普通的暗星而已。这时，我们可以通过主星的摇摆来确定双星的轨道参数。这种情况下虽然无法直接观测到伴星，但仍能通过测量位置变化确定的双星系统，称为天测双星；夜空中最明亮的恒星——天狼星就是这类方法发现的著名例子。

天狼星是夜空中最明亮的恒星。在它的伴星被观测到之前很久，人们就确认了它是一个双星系统。人们观测到主星天狼A在天空中运动的轨迹有摇摆，这只能解释为有一颗伴星在与它互绕。天狼星由此成为人们发现的第一颗天测双星。很多年之后，它的白矮星伴星天狼B才被发现，人们也可以观测它的运动，天狼A/B系统因而变成了一个目视双星系统。来源：University of Tenessee。

2.分光双星

很多双星相距得太近，或者双星系统离我们太远，我们就无法通过望远镜直接分辨出两颗子星。因此，它们不属于目视双星。但是，借助分光镜，我们仍然可以“发现”它们。

当两颗星相互绕转时，它们相对我们的（视向）速度也时刻在变化着，而根据多普勒效应，它们视向速度的变化可以在两星的合成光谱中分辨出来。具体地说，当两星互绕时，它们的视向速度变化趋势相反，这样光谱中分别来自两颗星的谱线就会向相反的方向移动。对相隔一段时间的两条光谱进行比较，我们就会发现，一批谱线向红端移动了，而另一批则移向蓝端；如果某一条谱线两颗星都具有，我们还可以观测到它的分裂。而且，谱线的这种移动和分裂是周期性的。

1889年，人们用这种方法发现了第一颗“分光双星”——北斗七星的第六星——开阳（Mizar）。随后，越来越多的分光双星被找到。如我们之前说过的，分光双星的光谱中应当有“两批”谱线；但实际观测中，有时因一颗子星过于暗淡，它的谱线在合成光谱中难以看到，这时我们就只能观察到“一批”谱线的周期性移动，称为“第一类”或“单线”分光双星；相反，如果能看到“两批”（两颗星的）移动方向相反的谱线，则称为第二类或双线分光双星。

3.共自行星对(common proper motion pair)

大约有10%的双星系统，其中的两颗子星相距超过1000天文单位。这样的两颗子星当然很容易用望远镜分辨出来，但此时的问题在于，它们的轨道周期通常长达数万年之久，因此很难确认两颗星是否真的互绕。

不过，我们知道，如果两颗星之间确实存在引力束缚（即互绕），它们相对太阳系就应该有相同的距离（与恒星到我们的遥远距离相比，它们之间的距离当然可以忽略不计了）、相同的径向速度以及相同的自行（即空间运动在天球上的投影，以单位时间内移动的角度度量）。因此，通过精确测量这些参数，我们就能够相当有把握地猜测，两颗看上去相邻的星是否真的会组成一个双星系统。如果测量数据显示，它们在空间中的大尺度运动确实是相同的，我们就称它们是一对“共自行星”。

当一个双星系统的轨道平面与我们的视线近似平行的时候，我们就能观测到两颗星的相互掩食。即使我们不能分辨两颗子星，也可以从它的光变曲线中得知这是一个双星系统。这是一种很可靠的发现双星的办法，同时也可用来搜寻系外行星。来源：NASA/Kepler。

4.食双星和月掩双星

如果幸运的话，一个双星系统的轨道平面可能刚好与我们的视线方向基本平行，这样，在每个互绕周期里，我们都可以看到一颗子星移动到另一颗的前面，挡住了它的一部分光。仔细地监测整个系统的亮度，我们就可以确定这个“食双星”系统的轨道周期和大小。这种观测“掩食”的方法也用于太阳系外行星的搜索，成果卓著。

这种方法还有一种拓展，是通过观测一个较大天体（比如月球）对双星系统的掩食进行的。当月球掩食一个密近双星系统时，它首先掩过第一颗星，几秒之后，另一颗星才被遮住。通过精确测定系统亮度随时间的变化，我们就可以计算出两星间的距离和它们各自的亮度。这样确定的双星系统称为“月掩双星”。

5.微引力透镜双星和自引力透镜双星

爱因斯坦的相对论指出，大质量天体可以改变（形象地说是“扭曲”）它周围的时空。其结果之一就是，当光经过一颗恒星附近时，它将不再沿“直线”传播。这一可观测的效应也可以用于搜寻新双星。

具体方法有两种。

1.“微引力透镜”法

用于恒星经过一个明亮的背景天体时。由于微引力透镜效应，恒星凌过时背景天体的光会被轻微地“聚焦”放大，因此，如果这颗恒星是一个双星系统，就可以观测到背景天体的两次相继的“聚焦”。

2.“自引力透镜”法

系统中的一颗子星作为“透镜”“聚焦”了另一子星发出的光。如果系统中的一颗子星是致密天体，如白矮星、中子星或是黑洞，那么它造成的引力透镜效应就会非常明显。

艺术家绘制的双星系统KOI-3278想象图。该系统由一颗G型恒星和一颗白矮星组成。由于白矮星十分致密，当它凌过背后的G型星时，它的引力场使G型星的光发生了偏折。最近，华盛顿大学的伊森·克鲁斯（Ethan Kruse）和埃里克·埃格尔（Eric Agol）观测到了这种“自引力透镜”的凌星现象。来源：NASA/Kepler。

6.统计方法

统计方法并不研究个别的双星系统，而是确定双星在一群恒星中的比例。图中显示了疏散星团NGC6791的颜色-星等图（赫罗图）。由于星团中所有恒星到我们的距离都近似是相同的，它们的年龄也近似相同，其中处于燃氢阶段（即主序阶段）的星应当位于同一条主序带上。由于图中掺杂进了一些背景恒星，而且我们对亮度的测量也存在误差，所以这条主序带有所弥散。但是另一方面，有些弥散也可以解释为双星。那些子星质量相近的未分辨的双星系统，将在主序带的右上方形成一条较单薄的“双星序带”（这条带实际上包含光学和物理双星）。尽管我们用这种统计的方法并不能判断图中任何个别的点是否是真正的双星系统，但通过比较理论模型算出的“光学双星比例”与观测到的双星序所占的比例，我们就可以大致得出真正的物理双星在星团中的比例。来源：stronomy & Astrophysics。

找寻双星的最后一种方法是利用统计的方法。统计方法并不着眼于个别的天体，而是把大量的恒星群体（比如“太阳附近的恒星”，或者“一个星团中的恒星”等）看作一个整体，估算其中双星所占的比例。

例如，我们把目光投向天空中随机选定的一块区域，并假定恒星在其中基本上是随机分布的。这时我们可以用理想模型计算出所谓光学双星（也就是仅因视觉效应看上去很接近的星）的出现频率。如果我们把这一数值与在天空中实际观测到有待确认的“双星”（包括光学双星和真正的物理双星）数量做一比较，就可以得出真正双星的大致比例（只需做一简单的减法就可以了）。虽然我们无法指出具体哪一个疑似的“双星”是真的双星，但这一比例是可以得到的。

另一种从统计上确定双星的方法，是观察星团中的恒星在赫罗图（颜色-星等图）上的位置。未被分辨的双星比其他恒星更亮、更红，它们的分布也加宽了主序带的宽度。尽管测量误差往往使我们无法正确地指出某一颗星究竟是不是双星，但由于随机误差在总体上相互抵消，位于主序带右上方（又亮又红）的星的比例是不受影响的。用这种统计方法，我们就能够得出远在数千光年之外的星团中双星所占的比例。

双星天体物理学

双星为天文学家提供了研究天体物理学的基本数据。各种类型的双星分布在我们银河系的每个角落，从太阳的近邻到遥远的球状星团，从银河系的中心到银晕中最偏远的区域。借助现代强大的望远镜，我们甚至能够确认其他星系中的双星。这些双星为天体物理学各个方向的研究都提供了关键的信息，因此它们对于我们更好地理解宇宙是至关重要的。

增进我们对恒星形成的认识

关于双星是如何形成的理论与恒星形成的一般理论直接相关。恒星由空间中的巨大气体云引力收缩而成。当收缩的气体云密度足够大，其中心能够诱发核聚变反应时，恒星就形成了。由于空间中的气体云是十分巨大的，恒星并不是单个地形成，而是往往几百甚至几千颗一起形成。这一过程十分混乱，经常会出现气体云中的一个团块分裂成两个的情况，这两个团块随后就分别形成一颗恒星。如果整个气体在旋转，这种分裂就尤其容易发生。这就形成了所谓“原生双星”（即诞生之初就是引力束缚的双星系统）。通过研究这些原生双星，我们能够了解到恒星形成的过程。通过观测有多少恒星是双星、它们的轨道周期和相对质量如何，我们就能够重建它们所在的星群诞生时的环境。除了原生双星，两颗原来彼此独立的恒星也有可能后来碰巧“走得很近”，由于某种原因改变了原来的能量状态，转而相互绕转。这个过程，天文学家称之为“捕获”，而新形成的系统称为“动力学双星”。我们在天空中看到的大多数双星都是原生的：它们生来就是双星。捕获的现象有时也会发生，但并不常见，因为即使是在星团里，两颗恒星一般也相隔很远。

精确测量恒星质量

测量天体的亮度是相对容易的，但是，天文学家更关心质量。理论模型帮助我们在亮度和质量间进行转换（质量-光度关系），但这要求我们首先知道天体的距离，而且有时理论模型本身也不够精确。双星是我们在太阳系外直接测量质量的唯一途径。按照牛顿的万有引力定律，双星系统的轨道周期与轨道大小（两星间距离）的3/2次方成正比，与两星质量之和的1/2次方成反比，也就是说，两星间距离越大、质量之和越小，轨道周期就越长。事实上，这就是当年阿瑟·爱丁顿爵士用来导出著名的恒星“质-光关系”所用的方法。就目视双星来说，轨道周期可以通过观测恒星的运动得到；如果知道双星系统到我们的距离，两星间距离就可通过观测到的双星张角导出。这样，我们就能计算得出两星质量之和的具体值。对于离我们不远的双星，距离可以由观测到的周年视差得到。不过，这种方法只能告诉我们双星系统的总质量，因此，我们还需要通过其他方法估算出两个子星的质量比，才能得到两星各自的质量，比如通过两星的相对光度来得到这个质量比。

图片来源：APOD（Mark Garlick）。

距离的准确测定

在宇宙中测量距离是十分困难的。除了在太阳系里可以发射飞船实地测量以外，唯一一种直接的测距法只有三角视差法。这种方法的原理是，地球每年绕日公转一周，因此，距我们较近的恒星相对遥远的背景恒星，看上去位置也会有以一年为周期的缓慢、微小的环形运动。不过，视差测距要求被测恒星离我们比较近（最多不超过数千光年）。除此之外，其他的任何宇宙测距法都是间接的，并且并不总是可靠。而在那些相对最可靠的间接测距方法中，有两种都与双星有关。第一种称为“力学视差法”，它也是利用牛顿万有引力定律。我们可以直接测得双星的轨道周期，而每颗子星的质量则由其相对光度推算而得。最后，我们把双星系统在天空中的张角和由引力定律算出的两星间实际距离进行比较，就可以对双星系统到我们的距离进行很好的估计。另外一种广泛应用的双星测距法称为“分光视差法”：我们分别得到两颗星的光谱。由于恒星光谱的特征十分敏感地依赖于它的光度和质量，我们通过比较观测到的亮度与用光谱模型推算出的光度，就可以估算出双星的距离。虽然对于密近双星，分光视差法不如力学视差法准确，但它可以应用于十分遥远的双星系统。

质量交换的物理学

大约15%的双星系统轨道半径很小，以致有时两颗星的表面几乎相互接触。这时候，它们的外层大气几乎重叠在一起，物质就可能从一颗星流向另一颗星。天文学上称为“洛希瓣溢流”。一颗恒星的洛希瓣是指在双星轨道运行中，这颗星的引力所主导的区域。如果恒星本身的大小超过它自己的洛希瓣，超出部分的物质就不再有效地被它自己的引力所束缚，而流向轨道上的另外一颗星。大多数双星诞生时，两颗星的大小比起它们之间的距离来足够小，不会引起物质转移。因此，这种现象主要出现在某个子星进入生命末期，膨胀成一颗红巨星的时候。有的时候，两颗星的体积都膨胀了，同时充满了自己的洛希瓣，这时，系统中就存在双向、相互的质量交换。天文学研究中的“相接双星”领域就是研究这一过程的，它对我们了解恒星的结构和化学组成有重要的帮助。

蓝离散星和X射线双星

在一些极端的情况下，两颗星之间通过洛希瓣溢流的物质交换使双星的轨道发生剧烈的变化，有时甚至导致两颗星合并成为一颗巨大的恒星。这一新形成的融合产物比原来的每颗星质量都更大、也更明亮，称为“蓝离散星”。另一种十分有趣的情况出现在原双星系统的一颗子星经历超新星爆发、演化成一颗中子星或者黑洞时。随着时间的推移，另一颗子星最终也会膨胀为一颗红巨星，于是它的质量就会开始向那颗中子星或黑洞转移。在中子星或黑洞附近，强大的引力赋予这一物质流极高的能量，从中可以辐射出在极远的距离上也能观测到的高能X射线。这样的系统称为“X射线双星”，它帮助我们更好地研究黑洞和爱因斯坦的相对论。

带有行星的双星系统

迄今我们已发现了数千颗系外行星的候选者，其中的绝大多数绕单个恒星公转，只有几十颗处在双星系统中。首先，这是基于选择效应：天文学家主要搜寻的就是那些绕单个恒星公转的行星，因为在这样的恒星周围搜寻行星是最容易的。再者，很多天文学家也认为，要在双星系统中形成行星比较困难，即使它们形成了，也不如单个恒星的行星系统稳定。虽然可能有时确实如此，但实际上这种论断还缺乏统计上有说服力的证据。最近的计算机模拟表明，双星系统中实际上也是可以形成行星的，而且它们可能在稳定的轨道上运行超过数十亿年。有两种这样的稳定轨道：S型系统（行星绕双星系统中的一颗子星公转）和P型系统（行星绕整个双星系统公转）。如果行星轨道与双星轨道两者当中较小的那个只是较大那个轨道的十分之一或更小，整个系统就几乎可以保证是稳定的。现在，对双星中的行星系统的研究正在蓬勃发展。可以期待，在不远的将来，我们将在“双星行星系”中有更多的发现。

艺术家绘制的半接双星（semi-detached binary star）大陵五（Algol）。所谓半接双星是指，它的一个子星已经充满了自己的洛希瓣，其外层大气已在洛希瓣之外，因而可以流向另一个子星。这一质量转移过程使两颗星的质量和轨道周期慢慢发生变化。来源：Steve Bowers。

行星P在双星系统A/B中的两种稳定轨道。行星或者绕双星中的一颗公转（S型行星轨道），或者绕整个双星系统公转（P型行星轨道）。只要行星轨道和双星轨道的规模相差足够大，这两种行星都可以在系统中长时间稳定运行。来源：arXiv:0908.3328。

双星研究的未来

曾几何时，双星一度是天体物理学中的热门题目，几乎每个天文研究所都有天文学家从事接触双星、恒星和双星演化、X射线双星的研究，或主持观测项目搜寻双星并测量其轨道参数。而近20年来，人们更多地转向系外行星的研究。也许这并非不可理解：毕竟在行星研究的新领域里会有机会取得更多重大发现。不过，由于双星对我们理解很多基本的天体物理过程都起着至关重要的作用，所以双星研究也许值得我们投入比目前更多的关注。