分光双星
【中文词条】分光双星
【外文词条】spectroscopic binary star
是指通过对某天体谱线位置变化的观测分析，能判断出的双星．因为这类双星的两颗子星间的距离很近，绕转周期也很短〔大部分小于10天〕，因此，通过望远镜，用肉眼或照相方法都不能分辨出它们的两颗子星。根据多普勒效应，恒星接近我们运动时，其谱线便移向紫端，恒星远离我们运动时，谱线便移向红端．随着两子星的绕转，恒星光谱的谱线便发生有规律的移动，据此，我们可以发现双星。如果两子星一颗亮，一颗暗，这是能看到一颗亮星的光谱线作周期性的移位，另一颗较暗的光谱线看不到，这样也能发现双星。这些方法发现的双星都称为分光双星．
从子星视向速度的变化而判知的双星。两个子星谱线都已测得的叫双谱分光双星(又名双线分光双星)﹐只测到一子星谱线的叫单谱分光双星(又名单线分光双星)。前者一般可用简写符号SB2表示﹐后者可用SB1表示。以轨道位相为横坐标﹐视向速度为纵坐标画出的曲线称为视向速度曲线。求解视向速度曲线可得分光双星的轨道要素P (周期)﹑e (偏心率)﹑T (过近星点时刻)﹑(由升交点起算的近星点经度)﹑K (子星 1的视向速度半变幅)﹑K (子星 2的视向速度半变幅)﹑(公共质心的视向速度)﹑M sin和 M sin(M 和M 为子星1与2的质量﹐为轨道倾角)﹑a sin 和a sin (a 为子星1绕公共质心轨道半长轴真长度﹐a 为子星2的相应量)﹐这是SB2的情况。如是SB1﹐可得轨道要素P ﹑e ﹑T ﹑﹑K ﹑﹐质量 函数f (M ﹐M )就是和a sin ﹐其中下标1表示测得谱线子星﹐下标2表示未测谱线子星。SB2的轨道要素同用别的方法(如蚀双星测光解﹑目视或干涉双星轨道解﹑偏振法等)所得之值结合﹐可以得到两子星各自的质量值﹐这是求恒星质量的最可靠和最基本方法之一。SB2轨道要素和蚀双星测光解结合还可求出两子星的真半径。分光双星的上列轨道要素总起来称为分光轨道解﹐简称分光解。
随著研究的进展﹐原来的SB1可能变为SB2﹐例如大陵五﹑天箭座U等。
已发现的分光双星为数约有 5﹐000﹐1978年出版的《分光双星轨道要素》第七表列有 978个分光双星的资料。分光双星的轨道周期有短到82分钟弱的(天箭座WZ)﹐有长到约88年的(蛇夫座70)。
在望远镜中﹐一般还不能直接分辨分光双星的两颗子星(成为目视双星)。采用干涉测量法和掩星观测等方法﹐才能分辨出愈来愈多的分光双星的子星。
一般把分光双星都看作为密近双星。有的密近双星中包含X射线脉冲星﹐双星轨道运动多普勒效应使脉冲频率有规律地渐增渐减﹐分析这种X射线数据可以仿照分光双星得出相应于SB1的X射线波段分光解﹐例如半人马座X-3在尚缺光学观测资料的情况下﹐只有X射线资料已得出的分光解﹐由质量函数就可判知在X射线波段未测到的子星质量下限为15.6太阳质量。包含射电脉冲星的密近双星PSR1913+16的情况也很类似﹐由射电脉冲频率的变化可以分析出相应于 SB1的射电波段分光解。因此从某种意义上来说﹐可以把该双星看作是射电波段的分光双星。
分光双星﹐特别是双谱双星﹐对于推求恒星质量﹑半径等基本参量极为重要。单谱双星也能对有关恒星的基本参量提供约束条件。分光双星中所包含的恒星种类繁多﹐涉及的物理﹑演化等问题甚为广泛。当前﹐还有大量的分光双星尚待发现﹐采用物端棱镜一类的新技术从事探测﹐效率较高。已发现的分光双星中还有很大数量尚未求出可靠的分光解。可见光和照相波段以外的分光双星﹐例如由射电谱线位移﹑X射线谱线位移﹑大气外紫外谱线位移等反映轨道运动的分光双星基本上是还待探索的新领域。虽然已在大麦哲伦云中发现了双谱分光双星﹐而河外分光双星的发现和研究还处在初始阶段。