密近雙星

密近雙星，是天文學名詞。凡一子星影響另一子星演化的物理雙星都可稱為密近雙星。實際上﹐人們常把分光雙星和測光雙星(後者包括交食雙星)統稱為密近雙星。肉眼可見的五車二﹑角宿一﹑大陵五﹑漸台二都是密近雙星。著名的天琴座β星（漸台二），既是交食變星也是一個密近雙星。

基本介紹

• 中文名：密近雙星
• 外文名：Close Binary Stars
• 提出者：第七屆國際天文學大會
• 提出時間：1948年
• 套用學科：天文
• 舉例：大陵五﹑天琴座型、大熊座W型

簡介

【中文詞條】密近雙星

【外文詞條】close binary star

在浩瀚的宇宙中，恆星是一個龐大的家族。在這一龐大的群體中，超過一半的恆星是雙星，還有一部分是三合星。這其中密近雙星是最受關注的一類，因為它們表現出非常活躍的物理現象。

具體來說有很強的 H和Ca II 的 H 和K 譜線發射、X射線發射、色球活動、大面積的黑子活動、星風損失、耀斑、以及軌道周期變化。此外根據是否充滿洛希瓣，還可以將雙星分為分離雙星、半相接雙星和相接雙星三類。

研究價值

密近雙星是恆星世界中普遍存在的一種天體﹐有的可以提供可靠的物理參量﹔有的可以提供重要的恆星演化線索﹔有的可以通過兩子星相互作用的各種表現﹐為研究恆星高低層大氣結構p恆星內部密度分布﹑星周物質的特性﹑星風﹑吸積過程﹑質量交流等提供良好的機會。

密近雙星中出現的脈動變星﹑爆發變星﹑X射線源﹑射電源﹑白矮星﹑中子星(脈衝星)﹑B型發射星﹑A型特殊星﹑巨星﹑超巨星等﹐可為研究這類天體提供有利條件﹔聚星﹑星協﹑星團﹑行星狀星雲和河外星系中出現的密近雙星﹐可以和這些天體系統的研究聯繫起來。

中子星、白矮星內部結構圖：

分類

1.密近雙星的分類常常採用基於洛希幾何的分類方法。1955年，科帕爾根據子星的體積是否充滿洛溪瓣（

Roche lobe），將雙星分為三類：

（1）分離雙星（detached binary）：兩子星的均未充滿洛希瓣（體積小於相應的洛希臨界體積）；

（2）半接雙星（semi-detached binary）：兩子星其中一顆子星充滿洛希瓣；

（3）相接雙星（contact binary）：兩子星均充滿洛希瓣。

2.密近雙星根據觀測方法的不同可以分為食雙星和分光雙星。食雙星是由於子星相互掩食，其總視亮度發生周期性的變化，適合測光觀測。特別是當食雙星的軌道傾角（軌道面法線同觀測者視線方向夾角）接近90度時，會產生較大的食深和全食（平台食）特徵，有利於對食雙星的各個參數進行準確的測定。根據光變曲線（light curve,或LC）形狀類型，食雙星可以分為大陵型（Algol型，符號EA）、漸台型（天琴β型，符號EB）和大熊W型（W UMa型，符號EW），它們的特徵如下：EA型，光變曲線能明顯的區分食外和食，食外部分變化較為平緩或無變化，食的部分變化較陡；EB型，光變曲線連續變化，主次食的深度相差很大；EW型，光變曲線連續變化，並且主次食的深度幾乎一樣。以上分類有時並沒有明顯的界限。

觀測方法

觀測方式

對密近雙星的觀察手段包括紅外光，可見光，紫外光度輻射及光譜，和射電及X射線的輻射。要研究一顆密近雙星，最理想的方式是由射電的波長一直到X射線的波長都能觀測到。

觀測數據的處理和分析方法

雙星的相互繞轉產生交食現象和視向速度的變化，因此我們可以利用測光和分光兩種方法對密近雙星進行測量和分析。通過這兩種方法不僅可以求得密近雙星的軌道參量，如軌道傾角，子星間距等，還可以求得兩子星的絕對參量如質量，半徑等等。這些參量是我們分析密近雙星性質的基礎。

研究歷史

概述

密近雙星中一子星充滿其臨等面時﹐它的物質應大規模地流向另一子星(如後者未充滿其臨等面)﹐發生質量轉移(更廣義地說﹐叫質量交流)﹐這對於密近雙星的演化發生巨大影響。

組成漸台二的兩顆亮星互相迅速地繞轉，每12.9天繞轉一周。並有強大的物質流不斷地從主星中拋出。這些被拋出的物質，有的可能跑到伴星附近形成恆星周圍的物質。有的可能後來脫離整個雙星系統而飛人星際空間。

歷史

德意志聯邦共和國的基彭哈恩與魏格特﹐波蘭的帕琴斯基﹐捷克斯洛伐克的普拉維茨等在六十年代後期對密近雙星的質量交流演化作了開創性的理論研究。如果兩顆主序星組成的不相接雙星中的一顆子星質量較大﹐則當這一子星演化到充滿其臨等面時(即開始作質量轉移時)﹐就會至少出現下腥?智榭雯s它的中心氫仍在起核反應﹔或者其中心氫已“燃燒”完而中心氦尚未開始“燃燒”﹔或中心氦已“燃燒”完而碳尚未開始“燃燒”。這三種情況分別稱為密近雙星質量交流演化的甲種情況﹑乙種情況和丙種情況。

從這些基本概念出發﹐天文學家在七十年代對多種形式的密近雙星作了大量的理論計算。例如﹐在解釋大陵五型蝕雙星的“演化怪象”(即質量較小的子星看來演化得反而更快)﹐解釋“謎星”漸台二的基本參量﹐解釋某些B型發射星雙星﹐模擬某些X射線雙星和射電脈衝星雙星的演化史等工作中﹐都取得了令人鼓舞的成績。不過﹐為了更好地說明實測現象﹐需要打破早先理論工作中的一系列簡化假設的限制﹐例如計及子星的非球狀﹑軌道的偏心率﹑總質量和總角動量的不守恆﹐計及星風和輻射壓﹑自轉和磁場﹑子星發生超新星爆發時的不對稱性等等。密近雙星演化的研究顯然是一項艱巨而富有意義的工作。

理論方面

理論方面的重要任務是用密近雙星的質量交流和質量流失的概念來解釋某些食雙星的變光周期的變化﹐解釋某些蝕雙星的氣環的形成和變化以及許多包含矮新星﹑再發新星﹑新星的密近雙星的爆發和射電雙星現象等等。不少人已經不用質點力學而用流體力學的方法來處理密近雙星中的物質交流問題。吸積盤的物理問題受到很多人的重視﹐套用來研究爆發雙星和X射線雙星進展很大。因引力波而改變密近雙星軌道周期的問題也已開始研究。

1978年﹐J.H.泰勒報告射電脈衝星雙星PSR1913+16軌道周期縮短的觀測值同引力波使軌道周期縮短的理論值非常符合﹐許多人認為這是第一次找到了引力波存在的實測證據。近年來對以大熊座 W為代表的相接雙星的力學和物理問題的研討也很熱烈。某些密近雙星(如天鵝座X-1)中可能存在“黑洞”的問題﹐密近雙星和太陽活動﹑恆星活動的關係﹐兩子星星風的相互作用等﹐早已或正在引起天文學家的重視和研究。

實測方面

七十年代在密近雙星實測研究方面進展很快。例如發現了X射線雙星﹑X射線脈衝星雙星(包括河外的)﹑射電雙星﹑射電脈衝星雙星﹑光學脈衝星雙星和看來並不包含緻密天體(如白矮星﹑中子星﹑黑洞)的X射線雙星(如五車二﹑大陵五﹑獵犬座RS等)﹔確認在一定波段上視流量最強的穩定X射線源天蠍座X-1是分光雙星﹔否定蝕雙星V78是球狀星團半人馬座ω 的成?使極端星族Ⅱ中有否雙星的問題被重新提出)﹔發現一批獵犬座RS型射電兼X射線雙星﹔發現與大熊座W型迥然不同的早型大質量﹑高光度新型相接雙星(如包含一對藍巨星(超巨星)的天鵝座V729)﹔測出經典的單譜分光雙星中另一子星的譜線﹐確定這些雙星是雙譜雙星﹔用偏振法求密近雙星的軌道傾角﹔等等。

參考書目

H.C.Thomas﹐Consequences of mass transfer in close binary systems﹐Annual Review of Astronomy and Astrophysics﹐ Vol.15﹐p.127 ﹐Annual Reviews Inc.﹐Palo Alto﹐1977.

J.Sahade and F.Wood﹐Interacting Binary Stars﹐Pergamon Press﹐Oxford﹐1978.

Z. Kopal ﹐Dynamics of Close Binary Systems﹐D.Reidel Pub Cou.﹐Dordrecht﹐Holland﹐1978.