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來源：互聯網

雙星（Binary Star），也可以被稱為“聯星”，是一個常見的天體系統，由兩顆恒星在引力的作用下相互吸引而形成。這兩顆恒星圍繞著一個共同的質心在不同的軌道上相互繞轉。相對于其他恒星來說，位置看起來非常靠近。在宇宙中，雙星系統是相當普遍的，據統計，大約一半的恒星都存在于雙星系統中。此外，還有更為復雜的多星系統，包括三合類星體（Trinary star system）、四合星（Quadruple star system）等，而像太陽這樣單獨存在的恒星在宇宙中其實只是少數。

雙星系統中的兩顆恒星通常被稱為子星（Substar），其中較亮的一顆稱為主星（Primary Star），而較暗的一顆稱為伴星（Companion Star）。主星和伴星的亮度有時相差不大，有時則相差很大。

以是否通過引力相互束縛為依據，雙星可以分為物理雙星和光學雙星。根據雙星的具體觀測特征，可以分為光學雙星、目視雙星、天體測量雙星、交食雙星、光譜雙星和分光雙星。值得注意的是，雙星系統并非只能通過肉眼或望遠鏡觀測來識別。有些雙星系統，如分光雙星（Spectroscopic Binary Star），需要通過分析光譜（Spectrum）的變化才能判斷出它們是由兩顆不同的恒星組成。

雙星系統在天體物理學研究中具有重要意義。中國科學院國家天文臺的500米口徑球面射電望遠鏡不僅發現了黑寡婦脈沖星，還首次在球狀星團M92中探測到了“紅背蜘蛛”脈沖雙星，這些成果為天文學研究提供了寶貴的數據。此外，雙星系統不僅可以幫助科學家們理解恒星的形成和演化，還能提供關于宇宙早期條件和銀河系結構的線索。例如，雙星系統中的一些特殊類型，如X射線雙星和脈沖星雙星，對于驗證廣義相對論的預測至關重要。雙星的研究也對探測引力波、理解超新星爆發和暗能量的性質等領域有著直接的影響。

雙星的命名發展

1650，意大利天文學家Giovanni Battista Riccioli （利奇奧里）在大北斗（大熊座）發現了雙星系統，這是早期的雙星發現。對于雙星的系統性研究是在后來逐漸發展起來的。1802年，威廉·赫歇爾（Sir William Herschel）為近七百組雙星，編制了目錄，并首次用“Binary”一詞來指代這種由兩顆恒星組成的系統。這些早期的觀測和分類工作為后來的雙星系統研究奠定了基礎，使得天文學家能夠更深入地探索這些天體系統的物理特性和演化過程。

雙星系統的命名通常遵循國際天文學聯合會的規則。雙星系統的名稱通常由兩部分構成：一部分是星座名稱，另一部分是按照發現順序的數字或字母。例如，“天鵝座X-1”這個名稱中，“天鵝座”指的是該雙星系統位于天鵝座方向，“X-1”表示它是天鵝座中發現的第一個X射線源。另外，一些雙星系統也會根據它們的特殊性質來命名，如“熱亞矮星+白矮星（White Dwarf）”（雙星系統J1920），這個名稱反映了兩顆恒星的類型和它們的特殊組合。

雙星的形成與演化

雙星系統的形成通常發生在分子云的塌縮過程中，這是恒星形成的搖籃。在分子云中，由于重力的作用，氣體和塵埃開始聚集并逐漸壓縮，形成原恒星。隨著分子云的收縮，可以形成多個密度和溫度足夠高的區域，這些區域可以形成多個原恒星核心。如果在這個過程中，兩個原恒星足夠接近，它們就可能形成一個雙星系統。這種形成機制意味著雙星系統在形成之初可能經歷了高效的動力學加工。

雙星系統的演化過程非常復雜，受到多種因素的影響。雙星系統中的恒星可能會經歷質量轉移，其中一顆恒星將其物質傳遞給另一顆恒星。這種質量轉移可以通過洛希瓣滲溢和星風吸積等方式發生。此外，雙星系統還會經歷角動量損失，這可能是由于物質損失、引力波輻射或磁制動等原因造成的。

雙星演化的一個關鍵階段是共有包層演化，這是指雙星中的一顆恒星由于物質損失劇烈膨脹，將另一顆恒星包裹在外包層內，形成一個共有包層。這一過程會改變恒星的演化路徑，并可能導致共有包層被拋射，形成短周期雙星，或者兩顆恒星并合成一顆恒星。最近的一項研究發現了一個剛完成共有包層拋射的雙星系統，這是科學家首次在觀測上發現雙星共有包層演化這一關鍵過程的直接證據。

在演化過程中，雙星系統可能會產生重要的天體，如雙黑洞、雙中子星、雙白矮星等，這些天體在現代天文學研究中占有重要地位。例如，雙中子星的合并是引力波探測器LIGO和Virgo探測到的引力波信號的來源之一。

雙星動態過程和相互作用是天體物理學中的一個重要研究領域。中國科學院云南天文臺的研究人員在這一領域取得了一系列進展。例如，他們發現了雙星共有包層演化的直接證據，這是理解雙星相互作用的關鍵，被廣泛用于解釋熱核爆炸超新星和雙黑洞、雙中子星等引力波源的形成。此外，云南天文臺還對疏散星團內的相接雙星進行了觀測和分析研究，發現了幾個處于不同演化階段的特殊相接雙星，這些研究有助于理解相接雙星子星間的能量轉移、公共包層與子星間的相互作用等復雜過程。

雙星的特征

物理特征

質量

研究發現，雙星系統形成之初，系統中的恒星還處于年輕星團階段就經歷了非常有效的動力學加工，這可能導致雙星系統的質量和其它特性發生變化。

在某些雙星系統中，可能會發生質量轉移現象，即一顆恒星將其物質傳遞給另一顆恒星。這種質量轉移通常發生在一顆恒星膨脹到足以接觸到其洛希瓣時，這時物質可以從伴星（較小質量的恒星）轉移到主星（較大質量的恒星）。

在天體物理學中，測量雙星系統中恒星的質量對于理解恒星的結構和演化至關重要。雙星系統中恒星質量的測量通常依賴于以下幾種方法：

開普勒第三定律

通過觀測雙星系統中兩顆恒星的軌道周期和軌道半長軸，可以應用開普勒第三定律來計算它們的質量函數。如果系統是視向的，并且能夠觀測到完整的軌道，則可以確定兩顆恒星的質量比（即主星質量與伴星質量的比值）。

雙星系統中恒星的質量比對系統的演化有顯著影響。研究表明，大質量恒星通常是O型或B型星，是銀河系中非常亮的天體，這一類恒星擁有強大的星風物質損失，這對恒星內部結構及演化會產生重要影響。

徑向速度測量

在雙星系統中，如果兩顆恒星的軌道平面幾乎與觀測者的視線方向平行，那么它們之間的相對運動會導致可觀測的多普勒效應，這會使得恒星光譜中的譜線發生周期性的紅移和藍移。通過測量這些變化，可以得到恒星的徑向速度曲線，進而利用開普勒定律和其他相關公式來計算恒星的質量。

對于EPIC 202060577的研究就使用了上述方法，該系統是一個包含B型子星的交食雙星系統，通過分析其光譜數據，科學家得到了主星的光譜型、有效溫度、恒星金屬豐度與表面重力加速度，并計算得到了徑向速度曲線。

凌星法

對于交食雙星，即當一顆恒星從另一顆恒星前面經過時，會導致后者亮度的周期性下降。通過分析這種亮度變化，得到恒星的軌道參數，進而結合其他測量方法估算質量。

微引力透鏡

引力透鏡效應是一種由大質量天體（如恒星或星系）引起的光線彎曲現象，它能夠放大并彎曲背后天體發出的光線。這種效應可以用于推斷透鏡天體的質量。在天文學中，這種方法特別適用于測量交食雙星系統的質量。交食雙星是由兩顆互相繞行的恒星組成的系統，其中一顆恒星會周期性地從另一顆恒星前面經過，導致觀測到的亮度發生變化，形成光變曲線。在這些光變曲線中，如果存在微引力透鏡效應，即當雙星系統中的一顆恒星從另一顆恒星前面經過時，后者的引力場會暫時增強并影響光線的傳播路徑，造成光變曲線上的微小擾動。

通過分析這些微引力透鏡效應，研究人員可以將觀測到的數據與理論模型進行擬合，從而準確地給出交食雙星系統中恒星的質量信息。

X射線雙星系統

在含有中子星或黑洞的X射線雙星系統中，通過觀測伴星被吸積到中心天體周圍的吸積盤發出的X射線，可以推斷出中心天體的質量和半徑。

半徑

雙星系統中恒星的半徑會隨著其演化階段而變化。例如，主序星的半徑相對較小，而紅巨星的半徑則會顯著增大。在某些雙星系統中，可能會發生質量轉移，導致一顆恒星的半徑和光度發生變化。

在某些特殊的雙星系統中，可能會發現非常小的恒星。例如，科學家發現了迄今體積最小的恒星，它的半徑僅有地球的7倍左右，這顆恒星與另一顆個頭較大的恒星組成了一個雙星系統。

在天體物理學中，測量雙星系統中恒星的半徑通常涉及到幾種不同的方法：

光譜分析

通過分析恒星的光譜，可以得到恒星的有效溫度和光度。結合斯特藩－玻爾茲曼定律（L=4πR2σT4），如果已知恒星的光度（L）和有效溫度（T?），可以計算出恒星的半徑（R）。

光度測量

對于單星，可以通過測量恒星的角直徑和距離來直接測量其物理半徑。對于雙星系統，尤其是交食雙星，當一顆恒星從另一顆恒星前面經過時，會導致后者亮度的周期性下降。通過分析這種亮度變化，可以推斷出恒星的半徑。

干涉測量

利用光學干涉測量技術，可以測量恒星的角直徑，進而結合恒星的距離來計算其物理半徑。

天文測量

如月掩星法，當恒星被月球邊緣掩食時，會產生星光的衍射圖像。記錄圖像的變化形式，并與不同角直徑光源被月球掩食的模擬衍射圖樣比較，可以計算被掩食星的直徑。

恒星模型擬合

使用恒星演化模型，將觀測到的恒星參數（如有效溫度、表面重力加速度、恒星金屬豐度）與理論模型進行匹配，從而得到恒星的半徑。

軌道周期

雙星系統的軌道周期是指兩顆恒星繞它們共同質心旋轉一周所需要的時間。這個周期取決于雙星系統中恒星的質量和它們之間的距離。根據開普勒第三定律，軌道周期的平方與軌道半長軸的立方成正比，而軌道半長軸又與兩顆恒星質量的總和有關。

對于不同類型的雙星系統，軌道周期可以從幾分鐘到幾年不等。例如，2023年研究團隊使用500米口徑球面射電望遠鏡觀測到一個名為PSR J1953+1844（M71E）的脈沖星雙星系統，該系統的軌道周期僅為53分鐘。而對于一些更廣泛的雙星系統，軌道周期可能會更長，例如，環繞著南門二（半人馬座αAB）的比鄰星的軌道周期則長達數十萬年。

雙星系統的軌道周期可以通過多種方法測量：

觀測恒星的相互掩食

對于交食雙星系統，當一顆恒星從另一顆恒星前面經過時，會導致系統總亮度的周期性下降。通過精確測量這些亮度下降的時間間隔，可以得到雙星的軌道周期。

光譜多普勒測法

通過分析恒星光譜中的多普勒位移，可以測量恒星的徑向速度變化。如果能夠觀測到兩顆恒星的徑向速度隨時間的變化，可以根據這些速度變化推斷出軌道周期。

天體測量方法

利用甚長基線干涉測量（VLBI）或哈勃空間望遠鏡等精密測量技術，可以測量恒星在天球上的微小運動。通過分析這些運動的周期性，可以計算出雙星系統的軌道周期。

光變曲線分析

對于非食雙星系統，如果兩顆恒星靠得足夠近，它們之間的引力相互作用可能會導致光度的周期性變化。通過分析這些光變曲線，可以得到雙星的軌道周期。

脈沖星計時

在含有脈沖星的雙星系統中，脈沖星發出的周期性脈沖信號可以用來測量雙星的軌道周期。由于脈沖星的自轉非常穩定，這些脈沖信號提供了非常精確的時間標記。

引力波信號分析

對于足夠近且質量足夠大的雙星系統，它們在相互繞轉時產生的引力波可以被如激光干涉引力波天文臺和室女座干涉儀這樣的引力波探測器所探測。通過分析引力波信號的周期性，可以得到雙星系統的軌道周期。

運行規律

雙星系統是由兩顆恒星組成的天體系統，它們之間的運行規律主要受到相互之間的引力作用影響。在這個系統中，兩顆恒星圍繞著共同的質心進行橢圓形軌道運動，這個質心位于兩顆恒星質量中心的位置。恒星的軌道速度根據它們與質心的距離而變化，遵循開普勒定律，即在靠近質心的位置速度較快，在遠離質心的位置速度較慢。雙星系統的質心位置會隨著恒星的運動而動態變化，且質量較大的恒星對質心位置的影響更為顯著。

雙星系統中的恒星運動遵循能量守恒定律和角動量守恒定律的原則，這為系統的穩定運行提供了基礎。在演化過程中，雙星系統中的恒星會相互影響，例如通過物質轉移改變彼此的質量比，從而影響它們的演化路徑。這種相互作用可能導致系統最終演化成雙黑洞或雙中子星等致密天體。

此外，雙星系統中可能存在的行星可以采取兩種運行方式：一種是環繞雙星中的一顆恒星運行（S型行星），另一種是環繞雙星兩者共同運行（C型行星）。這些行星的形成和穩定性受到雙星系統特有的動力學條件的影響。

雙星的分類

根據恒星之間的物理聯系和觀測方法，雙星系統主要分為物理雙星和光學雙星兩類。

物理雙星

物理雙星（Physical Double Star）指的是兩顆恒星通過引力相互聯系，圍繞共同質心運動的系統。這類雙星系統中的恒星存在真實的物理相互作用，具有物理上的聯系。物理雙星的分類主要基于它們的物理特性和相互作用的程度，可以進一步細分。

目視雙星

目視雙星（Visual Binary Star）指通過望遠鏡可以直接分辨為兩顆恒星的系統。目視雙星的研究對于理解恒星的物理特性、演化過程以及它們在銀河系中的分布和作用具有重要的科學意義。通過對目視雙星的觀測和分析，可以揭示恒星內部結構、質量傳遞、恒星風、潮汐撕裂作用等天體物理過程。此外，目視雙星的觀測還有助于提高亮星星表參考架的參考星數密度，對于天文學的精確測量和參考框架的建立具有重要作用。

分光雙星

分光雙星（spectroscopic binary star）是指采用分光方法，通過對某天體譜線位置變化的觀測分析，能判斷出的雙星系統。這類雙星的兩顆子星間的距離很近，繞轉周期也很短，因此即使用現代最大的望遠鏡，也不能通過直接觀測的方式分辨兩顆子星。根據多普勒效應，恒星接近我們運動時，其譜線便移向紫端，恒星遠離地球運動時，譜線便移向紅端。隨著兩子星的繞轉，恒星光譜的譜線便發生有規律的移動，據此，科學家可以發現雙星。如果兩個子星的譜線都能測得，這樣的雙星稱為雙譜分光雙星（SB2）；只測到一個子星譜線的稱為單譜分光雙星（SB1）。分光雙星，特別是雙譜雙星，對于推求恒星質量、半徑等基本參量極為重要。單譜雙星也能對有關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繁多，涉及的物理、演化等問題甚為廣泛。當前，還有大量的分光雙星尚待發現和研究，采用物端棱鏡等新技術從事探測的效率較高。

食雙星

交食雙星（eclipsing binary）也叫交食雙星，該雙星系統中一顆恒星的軌道面幾乎與觀測者視線平行，導致兩顆恒星周期性地相互遮擋，從而引起系統光度的周期性變化，類似日食現象。大陵五（大陵五）是最早被發現的食雙星，因其亮度變化被稱為“魔星”。食雙星一般都是分光雙星。食雙星可以根據光變曲線、間距和物理特性進行分類，如大陵型雙星的食外變化較小。

食雙星對于天文學非常重要，因為它們提供了一種準確可靠的方法來測量恒星的基本物理參數，如質量、半徑和光度。過觀測和分析食雙星，科學家能夠了解恒星的內部結構和演化過程。脈動食雙星的研究有助于探測恒星內部結構，而包含磁活動星的食雙星有助于理解恒星的磁活動和色球層特性。食雙星的研究還能揭示恒星光球與色球活動之間的聯系，以及恒星黑子和磁活動的演化規律。這些觀測數據和研究成果為天文學研究提供了重要的信息和基礎。

密近雙星

密近雙星（Close Binary Stars）是一類特殊的雙星系統，其中兩顆恒星相互繞轉的軌道半徑較短，因此它們之間的物理距離非常接近。這類雙星系統中的恒星可能會發生物質交換，甚至可能共享一個共同的外層大氣層，每個子星的演化受到另一子星的較大影響。著名的天琴座β星（漸臺二），既是交食變星也是一個密近雙星。密近雙星的研究對于理解恒星的演化、相互作用以及宇宙中的物質循環具有重要意義。

X射線雙星

X射線雙星是一類特殊的雙星系統，其中包含一顆致密星（如中子星或黑洞）和一顆正常恒星或白矮星作為伴星。這類系統中，致密星通過引力作用從伴星吸積物質，在吸積過程中釋放出大量的引力能，產生強烈的X射線輻射。X射線雙星的研究對于理解恒星演化、致密星物理以及宇宙中的高能過程具有重要意義。

光學雙星

光學雙星（Optical Binaries）通常不進行細分，因為它們本質上是由視線的巧合造成的，而不是由物理上的引力相互聯系。兩顆恒星在視線上接近，但實際上它們可能在空間中相隔很遠，沒有物理相互作用。因此，光學雙星的概念主要是指這種視覺上的接近性，而不是基于它們之間的物理關系。

雙星的觀測

雙星系統的觀測主要通過目視觀測、光譜觀測、光變觀測、干涉測量、射電觀測、X射線觀測和空間觀測等方法進行。這些方法可以幫助天文學家推斷出雙星系統中恒星的各項參數，以及它們的軌道周期、軌道偏心率和質心距離等，對于理解恒星的形成、演化和宇宙中物質的分布具有重要意義。

雙星系統的觀測是一個涉及多個步驟、多種技術、多學科知識以及國際合作的復雜過程。雙星系統中的恒星可能因為距離地球非常遙遠，其發出的光或其他電磁輻射信號非常微弱，需要高靈敏度的望遠鏡才能探測到。如果兩顆恒星靠得很近，它們可能會在望遠鏡的視場中重疊，使得分辨出單個恒星的信號變得困難。雙星系統中的恒星通常圍繞共同的質心旋轉，需要精確測量它們的軌道參數，這通常涉及到復雜的動力學分析。高質量的觀測設備通常會產生海量數據，需要強大的計算資源和先進的數據處理技術來處理和分析。另外，宇宙背景輻射、地球大氣的擾動、望遠鏡本身的噪聲等都會對觀測結果產生影響，需要通過各種校準技術來減少這些噪聲的影響。

雙星的重要發現

雙星的重要發現包括了一系列天體物理學的研究進展。

中國科學院云南天文臺發現了一顆脈動周期快速減小的天琴RR型變星：大熊座AX。這顆變星的脈動周期變化率達到了-7.75天每百萬年，是迄今為止學界發現的周期減小最快的天琴RR型變星。此外，中國科學院國家天文臺的研究指出，雙星系統在形成之初就已經經歷過動力學“加工”，這一發現對于理解雙星演化具有重要意義。

“500米口徑球面射電望遠鏡”發現的脈沖星雙星系統：中國科學院國家天文臺利用500米口徑球面射電望遠鏡（FAST）發現了一個名為PSR B1937+21 J1953+1844 （M71E）的雙星系統。這個系統的軌道周期僅為53分鐘，是目前已知軌道周期最短的脈沖星雙星系統。這一發現填補了蜘蛛目類脈沖星系統演化模型缺失的一環。

包含極低質量白矮星前身星的雙星系統：中國科學院星國家天文臺和中國科學院云南天文臺的研究人員發現了一個包含極低質量白矮星前身星的雙星系統，其伴星是一顆不可見的致密天體。這個雙星系統的軌道周期為0.219658天。

還有，雙星系統的研究為廣義相對論的正確性和黑洞存在提供了證據，雙星系統產生的Ia型超新星幫助人們發現了宇宙在加速膨脹，從而推出了暗能量的存在。LIGO/Virgo探測到的恒星級雙黑洞和雙中子星并合產生的引力波事件也是雙星研究的重要現象之一。

雙星相關理論和研究進展

雙星相關理論和研究進展包括以下幾個方面：

脈沖星雙星系統演化：中國科學院國家天文臺的研究人員與國際合作者在脈沖星雙星系統演化研究方面取得了進展。他們利用500米口徑球面射電望遠鏡（FAST）發現了已知軌道周期最短的脈沖雙星，填補了蜘蛛類脈沖星系統演化中的缺失一環。

雙星共有包層演化：中國科學院云南天文臺的研究人員在雙星共有包層演化方面取得了進展。他們首次發現了雙星共有包層演化的直接證據，這對于理解雙星相互作用、熱核爆炸超新星、雙黑洞形成等前沿科學具有重要意義。

寬距雙星研究：多個研究單位組成的團隊利用歐洲航天局Gaia衛星的巡天數據，對太陽鄰域內的寬距雙星開展了廣泛研究，精確描述了寬距雙星的內稟屬性，并深度挖掘了它們在銀暈物質分布、雙胞胎星形成與演化等方面的科學價值。

雙星星族性質研究：云南天文臺的研究人員利用LAMOST數據，在雙星星族性質研究方面取得了新的進展。他們為研究雙星星族統計性質設計了一種全新的方法，并利用該方法對不同光譜型的雙星質量比例分布規律和雙星比例進行了研究。

雙星系統與引力波

雙星系統輻射引力波

在雙星系統中，兩顆恒星因為相互間的引力而相互繞轉，進行加速運動。這種加速運動擾動周圍的時空結構，產生以光速向外傳播的波動，即引力波。隨著時間的推移，由于引力波的輻射，雙星系統逐漸失去能量，這導致軌道能量減少，軌道逐漸收縮。因此，兩顆恒星之間的距離變小，軌道周期縮短。如果這個過程持續下去，特別是在緊密且質量大的雙星系統中，例如雙中子星或雙黑洞系統，最終兩顆恒星可能會相撞合并，在它們合并的最后階段會以極高的速度相互繞轉，此時產生的引力波信號最強，因此也最容易被探測到。

總結來說，雙星系統能夠輻射引力波是因為它們的加速質量運動擾動了時空結構。雙星系統的軌道收縮不僅證實了廣義相對論中關于引力波輻射的預言，而且提供了研究引力波源的關鍵信息。通過精確的科學儀器，科學家們能夠探測到這些引力波，從而驗證廣義相對論的預言。同時這一發現也為我們提供了一種全新的觀測宇宙的手段。

間接驗證引力波

拉塞爾·赫爾斯和J.H.泰勒在1974年發現了一個由兩顆中子星組成的雙星系統PSR 1913+16，其中一顆是脈沖星。通過對該雙星系統的詳細觀測，他們注意到該系統的軌道周期正在逐漸減少，這一現象無法用當時的天體物理理論完全解釋。他們推測，這種周期的減少是由于雙星系統輻射引力波而失去能量和角動量所導致的，這為引力波的存在提供了間接證據。兩人也因此獲得了1993年的諾貝爾物理學獎。這是引力波存在的第一個間接定量證據。此后，隨著更多雙脈沖星系統的發現，如PSR B1937+21 J0737-3039，這一領域得到了進一步的研究和證實。

這些研究成果表明，雙星系統中的脈沖星可以作為探測引力波的天然“探測器”，通過精確測量脈沖星的軌道參數變化，可以間接驗證引力波的理論預言，為研究宇宙的結構和演化提供了新的視角和工具。

直接驗證引力波

雙星系統是也是直接驗證引力波的重要天體物理實驗室。

引力波的探測是通過精確測量距離變化來實現的，這些變化是由經過地球的引力波引起的。當引力波通過時，它們會極其微弱地拉伸和壓縮空間，導致測量距離的微小變化。現代的引力波探測器，如激光干涉引力波天文臺和室女座干涉儀，使用激光干涉儀來測量這種變化。

2015年的GW150914事件是激光干涉引力波天文臺探測到的首次直接引力波事件，標志著引力波天文學的開端。這次事件由兩個黑洞的合并產生，它們的質量分別是太陽的29倍和36倍，合并后形成了一個約為62倍太陽質量的黑洞，釋放出約3倍太陽質量的能量作為引力波輻射。

2017年的GW170817事件是激光干涉引力波天文臺和室女座引力波天文臺合作探測到的第一次雙中子星并合事件。這次事件不僅探測到了引力波，還觀測到了伴隨的電磁信號，包括伽馬射線暴、光學信號和射電波輻射，這證實了中子星并合事件是重元素如金和鉑的宇宙級合成場所，這一發現開啟了多信使天文學的新紀元。

納赫茲引力波關鍵證據

超大質量黑洞雙星系統（Supermassive Black Hole Binaries）是納赫茲引力波最可能的波源。這些系統由兩個位于各自星系中心的超大質量黑洞組成，它們的質量極大，可達到太陽質量的數百萬至數十億倍。當兩個星系相撞并合并時，它們中心的超大質量黑洞會相互靠近，形成雙星系統并繞轉，從而產生低頻的引力波。超大質量黑洞雙星系統繞轉產生的引力波頻率極低，主要集中在納赫茲頻段，這些信號的時標為年到幾十年。此外，這些引力波的波長極長，可能跨越數光年。