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交食双星

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交食双星(eclipsingbinarystar),亦称食双星、光度双星、食变星等,是指两颗恒星在相互引力作用下围绕公共

交食双星
交食双星
质量中心运动,相互绕转彼此掩食(一颗子星从另一颗子星前面通过,象月亮掩食太阳)而造成亮度发生有规律的、周期性变化的双星。这类双星的轨道面与视线几乎在同一平面上,因此,相互遮掩发生交食现象、引起双星的亮度变化而得名。双星的光变周期就是它们的绕转周期。光变周期最短的只几小时,如大熊座UX星,光变周期为4小时43分;最长的如半人马座V644星,光变周期长达65年.

 

 

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大陵五编辑本段回目录

最早发现的交食双星是大陵五(英仙座β),它最亮时为2.13等(光电目视星等,下同),最暗时(称为主极小食甚)为3.40等,这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食,损光最多时整个双星成为2.19等(称为次极小食甚)。大陵五的轨道周期是2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时,由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。

交食双星的光度变化编辑本段回目录

交食双星的光变曲线可分为三种类型:①大陵五型,食外变化较小;②渐台二(天琴座β)型,食外也显著变光,但主极小食甚比次极小食甚暗得多;③大熊座W型,食外显著变光,主极小食甚比次极小食甚稍暗。

分析交食双星的光变曲线,可以比较可靠地求得大星半径、小星半径(都以轨道半长轴为单位)、轨道面倾角(轨道面法线和视线交角)、大星或小星光度(以总光度为单位)、反映大星和小星的圆面亮度分布的“临边昏暗系数”等,统称为测光轨道解,简称测光解或测光轨道要素。如果这双星又是双谱分光双星(见密近双星),并且已有比较可靠的分光轨道解,那么和上面的测光轨道解结合起来,可以得出组成该双星的两子星各自的质量和半径(以太阳质量和太阳半径为单位)。所以,某些交食双星能为人们提供比较可靠的恒星基本参量,成为研究恒星物理和恒星演化的重要基础之一。但由于大多数交食双星总有偏离“理想共性”的这样那样的“个性”,已测出基本物理参量的交食双星不仅数量少,而且数据也不够精确。

交食双星研究编辑本段回目录

苏联1969年出版的《变星总表》已收有食双星4,000多对,但美国1970年出版的《食双星测光轨道解总表》只选列了221对双星的数据,其中不少数据有待改进。因此很需要不断改进实测技术和分析理论,以测出更多双星的更精确的基本参量。瑞典每半年出版一期《密近双星文献和工作志》以及国际天文学联合会每三年出版一次的大会会议录中有关密近双星的记述,是交食双星研究的基本资料。波兰每年出版《食变星历》,1979年出版的《1980年食变星历》列出了856对双星的食甚时刻预报表,对于天文工作者和天文爱好者都十分有用。

研究交食双星取得的成就是多方面的:①已得到100对密近双星的质量、半径等物理参量。②对柱二(御夫座ζ)型交食双星中蓝矮星的光穿过红超巨星大气各层的观测,得知好些红超巨星的色球结构和色球活动资料。③根据椭圆轨道交食双星的近星点运动,推出有关恒星的内部密度分布特点。④根据兼为产交食双星的新星(如1934年武仙座新星)的观测资料,通过对X射线交食双星(例如武仙座X-1)的多方研究,以及通过对包含脉动变星的交食双星(例如白羊座RW)和包含耀星的交食双星(例如北河二的丙星)等的探索,了解到有关新星、X射线星、脉动变星和耀星的一系列物理特性。⑤研究了有关的X射线星是否为中子星的问题。⑥测得了相接交食双星如仙王座VW、天鹅座V729的X射线;1979年发现了有射电食的交食双星如蝎虎座AR,这两项发现为食双星研究开拓出新的领域。⑦对星协与星团中的食双星的研究,并且同交食双星所在星协、星团的年龄、化学成分等联系起来,为这些恒星群的研究提供有效线索。⑧在各类双星中,交食双星是当前能够测得的最远的一类双星,在其他星系中发现的交食双星为星系的研究开辟了独特的途径。

但是交食双星研究中还存在很多问题。研究了三百多年的大陵五,虽然在1978年得到了双谱分光双星分光轨道解,显著提高了它的物理参量的可靠度,但是它的射电爆发和X射线的实测工作和理论解释都还做得非常不够。1784年发现变光的交食双星渐台二,其中的较暗星究竟是什么样的天体,虽经多年的高色散光谱分析以及人造卫星观测,至今仍然是个谜。许多短周期(1天以下)的“相接双星”的质量交流与能量交流的动力学物理问题还不清楚。球状星团成员星中有没有物理双星也是一个在演化上尚待解决的重要问题。为此,德意志联邦共和国等国的天文学家已在寻找球状星团中的交食双星。射电波段的交食双星研究还刚刚开始,γ射线波段的交食双星尚待发现。

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