双星和多元恒星
大多数恒星都不是独立存在的,它们有伴星并互相环绕运行。我们偶尔能够通过一架望远镜看到两颗伴星,在这一情况下恒星被称为目视双星。然而不是所有看起来很接近的恒星都是真正的双星,一些恒星互不相关并且相距很远,但由于它们位于从地球出发的同一方向上,使得它们看起来在空中相距很近。真正的双星是由引力作用束缚在一起的两颗恒星,它们可能开始时是两颗原恒星,也可以是由一颗原恒星分裂开形成的。
双星中两颗恒星互相环绕的时间是高度变化的,它取决于许多因素,例如两颗恒星的质量、它们质量的比例、它们之间的距离以及它们所处的演化阶段。一些恒星环绕另一颗恒星仅需几天而另一些甚至需要几个世纪。
很多的双星不能作为目视双星被看到,这可能是由于该恒星系统距离过于遥远而无法区分两颗恒星,也可能是它相对较近但两颗成员恒星间的距离又太近。有时其中一颗恒星十分昏暗,从而另一颗恒星盖过了它的光芒。
↓在它们生命中的大部分时间,双星只影响对方的轨道。在第一阶段中,两颗恒星环绕它们共同的质心旋转。恒星各自的引力场边界被称为洛希瓣。在两个瓣相交的点它们的引力相互抵消。
双星系统中的恒星相互环绕它们共同的质心旋转——每个恒星都不是静止的。如果这一振荡运动能够结合恒星的背景被探测出来,就表明更小更灰暗的伴星正绕着更大更明亮的伴星旋转。这样的恒星对被称为天文双星。
发现双星的另一种方法是研究它们的光谱,光谱吸收线可能暗示了具有不同光谱分类的两颗恒星的存在。即使它们是同样的类型,它们的运动也会导致谱线的波长变化。这是因为移动中的物体发出的辐射波长将被拉伸或压缩,这取决于物体是否正在靠近或是远离,这一现象被称为多普勒效应。恒星朝着不同方向运动,导致了谱线不同程度地改变了它们的波长。于是,在单次的沿轨道环绕过程中,就产生了谱线两次分离后合并的现象。
如果伴星过于昏暗,它的光谱将被较亮的恒星所覆盖。但这样的光谱中同样存在多普勒频移,从而伴星的存在能由此显示出来,这样的系统被称为光谱双星。
双星系统为天文学家测量恒星重量提供了机会。为了达到这一目的,恒星间的距离以及它们互相环绕一周所需的时间必须被测量出来。通过简单的数学计算,能够得到两颗恒星的总质量,于是就能作出对其中哪颗恒星具有大部分质量的估计。如果两颗恒星完全相同,那么就能够简单地将得出的数字分半。
三星系统与四星乃至更多恒星组成的系统也是已知的。多星系统中的恒星越多,这样的系统也就越少。已知恒星中超过一半的恒星是存在于双星系统或者是六星系统中的。
↑双星系统中,当两颗恒星的排列使得它们在地球上看来发生相互交食时,就是食双星。这导致系统发出的光的变化:当一颗恒星在另一颗恒星一旁时,双星最为明亮;亮度的最大落差发生在较亮恒星被较暗恒星遮挡时——即便较亮的恒星也是较大的一颗。两颗恒星的运动通常和分光镜分析能被分辨出来。最出名的食双星是大陵变星或者说是英仙座β,它的星等以不到3天为周期,在2.2到3.7之间变化。
←在双星生命周期的第二阶段,质量较大的恒星变为红巨星并且填满它的洛希瓣。从这颗星上喷出的物质经过一阵恒星风,通过较小恒星的引力场,被捕获并向其表面螺旋下降。这一过程使得较小恒星的质量增加。
↑在第三阶段中,红巨星完成了它的演化进程,使它变为一颗白矮星或者是中子星。那颗仍然位于主序上的曾经的较小恒星继续演化,但演化的速率不再像以前那么快。
↓在第四阶段中,伴星(曾经的较小恒星)最终变为红巨星。像是它之前的伴星一样,这颗恒星比原来扩大了很多倍。它同样填满了自身的洛希瓣,并且开始将质量传回第一颗恒星,下一步发生什么取决于第一颗恒星最终变化成什么:如果传送的物质落到白矮星上,将会产生新星;如果物质落向中子星,将会产生X射线暴。