現(xiàn)代天文學中的雙星

□ 文 柯文采（Thijs Kouwenhoven）/ 翻譯 程思淼

現(xiàn)代天文學中的雙星

□ 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）北京大學科維理天文與天體物理研究所（KIAA）百人計劃學者。

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，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，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，我們的望遠鏡會無法分辨；而如果相距太遠，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，我們就無法通過望遠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，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當有“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。這樣的兩顆子星當然很容易用望遠鏡分辨出來，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該有相同的距離（與恒星到我們的遙遠距離相比，它們之間的距離當然可以忽略不計了）、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，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，其中處于燃氫階段（即主序階段）的星應當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雙星（也就是僅因視覺效應看上去很接近的星）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的“雙星”（包括光學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

雙星為天文學家提供了研究天體物理學的基本數(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的球狀星團，從銀河系的中心到銀暈中最偏遠的區(qū)域。借助現(xiàn)代強大的望遠鏡，我們甚至能夠確認其他星系中的雙星。這些雙星為天體物理學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。當收縮的氣體云密度足夠大，其中心能夠誘發(fā)核聚變反應時，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，天文學家稱之為“捕獲”，而新形成的系統(tǒng)稱為“動力學雙星”。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。

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，這就是當年阿瑟·愛丁頓爵士用來導出著名的恒星“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視差法準確，但它可以應用于十分遙遠的雙星系統(tǒng)。

質(zhì)量交換的物理學

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：天文學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，很多天文學家也認為，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?，F(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中的熱門題目，幾乎每個天文研究所都有天文學家從事接觸雙星、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。