交食雙星

交食雙星（eclipsing binary star），亦稱食雙星、光度雙星、食變星等，是指兩顆恆星在相互引力作用下圍繞公共質量中心運動，相互繞轉彼此掩食（一顆子星從另一顆子星前面通過，象月亮掩食太陽）而造成亮度發生有規律的、周期性變化的雙星。這類雙星的軌道面與視線幾乎在同一平面上，因此，相互遮掩發生交食現象、引起雙星的亮度變化而得名。雙星的光變周期就是它們的繞轉周期。光變周期最短的只幾小時，如大熊座UX星，光變周期為4小時43分；最長的如半人馬座V644星，光變周期長達65年。

基本介紹

• 中文名：交食雙星
• 外文名：eclipsing binary star
• 別稱：食雙星、光度雙星
• 典型代表：大陵五（英仙座β）

大陵五

最早發現的食雙星是大陵五（英仙座β），它最亮時為2.13等（光電目視星等，下同），最暗時（稱為主極小食甚）為3.40等，這是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，損光最多時整個雙星成為2.19等（稱為次極小食甚）。大陵五的軌道周期是 2.8673075天。它由平時亮度降到最暗約需4.9小時，由最暗回到平時亮度也約需4.9小時。

食雙星的光度變化

食雙星的光變曲線（見附圖）可分為三種類型：①大陵五型，食外變化較小；②漸台二（天琴座β）型，食外也顯著變光，但主極小食甚比次極小食甚暗得多；③大熊座W型,食外顯著變光，主極小食甚比次極小食甚稍暗。

分析食雙星的光變曲線，可以比較可靠地求得大星半徑、小星半徑（都以軌道半長軸為單位）、軌道面傾角（軌道面法線和視線交角）、大星或小星光度（以總光度為單位）、反映大星和小星的圓面亮度分布的“臨邊昏暗係數”等，統稱為測光軌道解，簡稱測光解或測光軌道要素。如果這雙星又是雙譜分光雙星（見密近雙星），並且已有比較可靠的分光軌道解，那么和上面的測光軌道解結合起來，可以得出組成該雙星的兩子星各自的質量和半徑（以太陽質量和太陽半徑為單位）。所以，某些食雙星能為人們提供比較可靠的恆星基本參量，成為研究恆星物理和恆星演化的重要基礎之一。但由於大多數食雙星總有偏離“理想共性”的這樣那樣的“個性”，已測出基本物理參量的食雙星不僅數量少，而且數據也不夠精確。

食雙星研究

蘇聯1969年出版的《變星總表》已收有食雙星4,000多對，但美國1970年出版的《食雙星測光軌道解總表》只選列了221對雙星的數據，其中不少數據有待改進。因此很需要不斷改進實測技術和分析理論，以測出更多雙星的更精確的基本參量。瑞典每半年出版一期《密近雙星文獻和工作志》以及國際天文學聯合會每三年出版一次的大會會議錄中有關密近雙星的記述，是食雙星研究的基本資料。波蘭每年出版《食變星曆》，1979年出版的《1980年食變星曆》列出了856對雙星的食甚時刻預報表，對於天文工作者和天文愛好者都十分有用。

取得成就

研究食雙星取得的成就是多方面的：①已得到100對密近雙星的質量、半徑等物理參量。②對柱二（御夫座ζ）型食雙星中藍矮星的光穿過紅超巨星大氣各層的觀測，得知好些紅超巨星的色球結構和色球活動資料。③根據橢圓軌道食雙星的近星點運動，推出有關恆星的內部密度分布特點。④根據兼為食雙星的新星（如1934年武仙座新星）的觀測資料,通過對X射線食雙星（例如武仙座X-1）的多方研究,以及通過對包含脈動變星的食雙星（例如牡羊座RW）和包含耀星的食雙星（例如北河二的丙星）等的探索,了解到有關新星、X射線星、脈動變星和耀星的一系列物理特性。⑤研究了有關的 X射線星是否為中子星的問題。⑥測得了相接食雙星如仙王座VW、天鵝座 V729的X射線；1979年發現了有射電食的食雙星如蝎虎座AR，這兩項發現為食雙星研究開拓出新的領域。⑦對星協與星團中的食雙星的研究，並且同食雙星所在星協、星團的年齡、化學成分等聯繫起來，為這些恆星群的研究提供有效線索。⑧在各類雙星中，食雙星是當前能夠測得的最遠的一類雙星，在其他星系中發現的食雙星為星系的研究開闢了獨特的途徑。

存在問題

但是食雙星研究中還存在很多問題。研究了三百多年的大陵五，雖然在1978年得到了雙譜分光雙星分光軌道解，顯著提高了它的物理參量的可靠度，但是它的射電爆發和 X射線的實測工作和理論解釋都還做得非常不夠。1784年發現變光的食雙星漸台二，其中的較暗星究竟是什麼樣的天體，雖經多年的高色散光譜分析以及人造衛星觀測,至今仍然是個謎。許多短周期（1天以下）的“相接雙星”的質量交流與能量交流的動力學和物理問題還不清楚。球狀星團成員星中有沒有物理雙星也是一個在演化上尚待解決的重要問題。為此，德意志聯邦共和國等國的天文學家已在尋找球狀星團中的食雙星。射電波段的食雙星研究還剛剛開始，γ射線波段的食雙星尚待發現。