分光雙星（spectroscopic binary star）是指通過(guò)對(duì)某天體譜線位置變化的觀測(cè)分析，能判斷出的雙星。因?yàn)檫@類(lèi)雙星的兩顆子星間的距離很近，繞轉(zhuǎn)周期也很短〔大部分小于10天〕，因此，通過(guò)望遠(yuǎn)鏡，用肉眼或照相方法都不能分辨出它們的兩顆子星。
簡(jiǎn)介
根據(jù)多普勒效應(yīng)，恒星接近我們運(yùn)動(dòng)時(shí)，其譜線便移向紫端，恒星遠(yuǎn)離我們運(yùn)動(dòng)時(shí)，譜線便移向紅端．隨著兩子星的繞轉(zhuǎn)，恒星光譜的譜線便發(fā)生有規(guī)律的移動(dòng)，據(jù)此，我們可以發(fā)現(xiàn)雙星。如果兩子星一顆亮，一顆暗，這是能看到一顆亮星的光譜線作周期性的移位，另一顆較暗的光譜線看不到，這樣也能發(fā)現(xiàn)雙星。這些方法發(fā)現(xiàn)的雙星都稱(chēng)為分光雙星。
單譜與雙譜
從子星視向速度的變化而判知的雙星。兩個(gè)子星譜線都已測(cè)得的叫雙譜分光雙星(又名雙線分光雙星)，只測(cè)到一子星譜線的叫單譜分光雙星(又名單線分光雙星)。前者一般可用簡(jiǎn)寫(xiě)符號(hào)SB2表示，后者可用SB1表示。以軌道位相為橫坐標(biāo)，視向速度為縱坐標(biāo)畫(huà)出的曲線稱(chēng)為視向速度曲線。求解視向速度曲線可得分光雙星的軌道要素P（周期）、e（偏心率）、T（過(guò)近星點(diǎn)時(shí)刻）、ω（由升交點(diǎn)起算的近星點(diǎn)經(jīng)度）、K1（子星 1的視向速度半變幅）、K2（子星 2的視向速度半變幅）、v0（公共質(zhì)心的視向速度）、M1sin3i和M2sin3i（M1和M2為子星1與2的質(zhì)量，i為軌道傾角）、a1sini和a2sini（a1為子星1繞公共質(zhì)心軌道半長(zhǎng)軸真長(zhǎng)度,a2為子星2的相應(yīng)量）,這是SB2的情況。如是SB1，可得軌道要素P、e、T、ω、K1、v0,質(zhì)量函數(shù)f(M1,M2)就是和a1sini,其中下標(biāo)1表示測(cè)得譜線子星，下標(biāo)2表示未測(cè)譜線子星。SB2的軌道要素同用別的方法(如食雙星測(cè)光解、目視或干涉雙星軌道解、偏振法等)所得之值結(jié)合，可以得到兩子星各自的質(zhì)量值，這是求恒星質(zhì)量的最可靠和最基本方法之一。 SB2軌道要素和食雙星測(cè)光解結(jié)合還可求出兩子星的真半徑。分光雙星的上列軌道要素總起來(lái)稱(chēng)為分光軌道解，簡(jiǎn)稱(chēng)分光解。
隨著研究的進(jìn)展，原來(lái)的SB1可能變?yōu)镾B2，例如大陵五、天箭座U等。
已發(fā)現(xiàn)的分光雙星為數(shù)約有 5,000，1978年出版的《分光雙星軌道要素》第七表列有 978個(gè)分光雙星的資料。分光雙星的軌道周期有短到82分鐘弱的(天箭座WZ)，有長(zhǎng)到約88年的（蛇夫座70）。
在望遠(yuǎn)鏡中，一般還不能直接分辨分光雙星的兩顆子星（成為目視雙星）。采用干涉測(cè)量法和掩星觀測(cè)等方法，才能分辨出愈來(lái)愈多的分光雙星的子星。
一般把分光雙星都看作為密近雙星。有的密近雙星中包含X射線脈沖星,雙星軌道運(yùn)動(dòng)多普勒效應(yīng)使脈沖頻率有規(guī)律地漸增漸減，分析這種X射線數(shù)據(jù)可以仿照分光雙星得出相應(yīng)于SB1的X射線波段分光解，例如半人馬座X-3在尚缺光學(xué)觀測(cè)資料的情況下，只有X射線資料已得出的分光解，由質(zhì)量函數(shù)就可判知在X射線波段未測(cè)到的子星質(zhì)量下限為15.6太陽(yáng)質(zhì)量。包含射電脈沖星的密近雙星PSR1913+16的情況也很類(lèi)似，由射電脈沖頻率的變化可以分析出相應(yīng)于 SB1的射電波段分光解。因此從某種意義上來(lái)說(shuō)，可以把該雙星看作是射電波段的分光雙星。
意義
分光雙星，特別是雙譜雙星,對(duì)于推求恒星質(zhì)量、半徑等基本參量極為重要。單譜雙星也能對(duì)有關(guān)恒星的基本參量提供約束條件。分光雙星中所包含的恒星種類(lèi)繁多，涉及的物理、演化等問(wèn)題甚為廣泛。當(dāng)前，還有大量的分光雙星尚待發(fā)現(xiàn)，采用物端棱鏡一類(lèi)的新技術(shù)從事探測(cè)，效率較高。已發(fā)現(xiàn)的分光雙星中還有很大數(shù)量尚未求出可靠的分光解。可見(jiàn)光和照相波段以外的分光雙星，例如由射電譜線位移、X射線譜線位移、大氣外紫外譜線位移等反映軌道運(yùn)動(dòng)的分光雙星基本上是還待探索的新領(lǐng)域。雖然已在大麥哲倫云中發(fā)現(xiàn)了雙譜分光雙星，而河外分光雙星的發(fā)現(xiàn)和研究還處在初始階段。
單線分光雙星
單線分光雙星single-line?spectroscopic?binary
一種光譜雙星，其中一顆星的譜線太微弱，所以在這對(duì)雙星的光譜上，只能看到另一顆恒星所產(chǎn)生的譜線。
單譜分光雙星
單譜分光雙星是指通過(guò)對(duì)某天體譜線位置變化的觀測(cè)分析，從子星視向速度的變化而判知的雙星。
兩個(gè)子星譜線都已測(cè)得的叫雙譜分光雙星(又名雙線分光雙星)﹐只測(cè)到一子星譜線的叫單譜分光雙星(又名單線分光雙星)。
分光雙星﹐特別是雙譜雙星﹐對(duì)于推求恒星質(zhì)量﹑半徑等基本參量極為重要。單譜雙星也能對(duì)有關(guān)恒星的基本參量提供約束條件。分光雙星中所包含的恒星種類(lèi)繁多﹐涉及的物理﹑演化等問(wèn)題甚為廣泛。當(dāng)前﹐還有大量的分光雙星尚待發(fā)現(xiàn)﹐采用物端棱鏡一類(lèi)的新技術(shù)從事探測(cè)﹐效率較高。已發(fā)現(xiàn)的分光雙星中還有很大數(shù)量尚未求出可靠的分光解。可見(jiàn)光和照相波段以外的分光雙星﹐例如由射電譜線位移﹑X射線譜線位移﹑大氣外紫外譜線位移等反映軌道運(yùn)動(dòng)的分光雙星基本上是還待探索的新領(lǐng)域。雖然已在大麥哲倫云中發(fā)現(xiàn)了雙譜分光雙星﹐而河外分光雙星的發(fā)現(xiàn)和研究還處在初始階段。
定義
雙譜分光雙星是指通過(guò)對(duì)某天體譜線位置變化的觀測(cè)分析，能判斷出的雙星。
背景資料
由于彼此的引力作用，繞著它們共同的質(zhì)量中心運(yùn)行的雙星叫做物理雙星。利用望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)時(shí)，人眼直接能看出是兩顆星的物理雙星稱(chēng)為“目視雙星”。有些目視雙星，其中較暗的子星甚至無(wú)法看見(jiàn)，而精確測(cè)量較亮子星卻可以發(fā)現(xiàn)它，相當(dāng)于背景恒星移動(dòng)的路徑呈現(xiàn)波浪式的曲線，于是可以判斷有一顆看不見(jiàn)的伴星存在，人們常常把它們叫做天體測(cè)量雙星，天狼星就是這方面的一個(gè)典型例子：在望遠(yuǎn)鏡分辨出它的伴星之前，就已經(jīng)斷定它是一顆雙星了。人眼通過(guò)望遠(yuǎn)鏡不能分開(kāi)，用分光的方法才能分開(kāi)的物理雙星稱(chēng)為“分光雙星”。分光雙星的兩個(gè)子星相互繞轉(zhuǎn)時(shí)，它們光譜的譜線由于多普勒效應(yīng)便發(fā)生有規(guī)律的位移，拍下它們?cè)诶@轉(zhuǎn)不同時(shí)段的光譜，可以發(fā)現(xiàn)它們的光譜線周期性地時(shí)而成雙線，時(shí)而成單線，這樣的分光雙星稱(chēng)為“雙譜分光雙星”，又稱(chēng)“雙線分光雙星”。分光雙星兩個(gè)子星的光譜不都是能同時(shí)拍攝到的，對(duì)于主星光度超過(guò)伴星光度三倍的雙星，就只能拍攝到主星的光譜，如果增加曝光時(shí)間希望拍下伴星的光譜，那么主星光譜就會(huì)曝光過(guò)度而和伴星光譜相混合，整個(gè)光譜將模糊不清。這時(shí)研究主星的光譜，可以發(fā)現(xiàn)它的光譜線﹙單線﹚也作周期性的移動(dòng)，這樣的分光雙星稱(chēng)為“單譜分光雙星，又稱(chēng)“單線分光雙星”。有些雙星雖然觀測(cè)不到它們譜線的多普勒位移，但是兩子星的光譜分屬差異很大的兩個(gè)光譜型，明顯屬于兩個(gè)不同的恒星，這樣的雙星稱(chēng)為“光譜雙星”。當(dāng)雙星相互繞轉(zhuǎn)的軌道面與我們視線的交角接近0°時(shí)，兩子星就會(huì)發(fā)生交食現(xiàn)象，雙星亮度呈現(xiàn)周期性的變化，這樣的物理雙星稱(chēng)為“食雙星”，又稱(chēng)為“食變星”。
參考資料 >