雙星
恆星形成 → 角動量守恆 → 環星盤或伴星 環星盤 → 行星系統?
大部份 (70%∼99%) 的 main-sequence stars 屬於雙(多)星系統;單星(e.g., 太陽)是例外
主序之前的星球也多半屬於雙星系統 → 雙星系統在恆星早年就已經形成了
形成的機制:共生、攫獲、分裂 ....
提供直接測量星球質量的唯一方法 Kepler's 3rd law: (m1 + m2) P2 = a3
雙星的種類:
optical doubles ── 投影成一對,其實彼此沒關係 e.g., δ Herculis
visual binaries ── 兩顆星繞質量中心轉;可見(肉眼、望遠鏡)兩顆星; 軌道 → 質量 e.g., Mizar
spectroscopic binaries ── 觀測只見一顆星;因光譜線週期性移動推知其為雙星; 分為雙譜線 (double-line) 及單譜線 (single-line) 系統 SB 個別無法提供估計質量的資訊,但數量多,統計上有用
astrometric binaries ── 觀測只見一星;由星球的自行運動軌跡(繞質心、非直線)推知與另一星互繞; 為尋找未知行星系統的方法之一 e.g. 天狼星 (Sirius) 的伴星(為一白矮星)}
eclipsing binaries ── 兩星互食,系統的總光度隨時間變化
緊密雙星 (Close Binaries)
1800s 中葉法國數學家 Edward Roche 指出雙星系統中的兩顆星的大氣,必須保持在各自在有如水珠般的包層內, 否則氣體會流失
截面像8字形的 Roche lobes;質量越大,lobe 越大
Detached, semidetached, and contact binaries
Eclipsing binaries and light curves
detached binary ── 兩星離得遠;各星完全在 Roche lobe 之內
semidetached binary ── 兩星離得近,其中一星填滿自己的 Roche lobe → 質量轉移 (mass transfer) e.g., β Persei (Algol;大陵五); β Lyrae(吸積盤 accretion disk)
contact binary ── 兩星離得非常近,兩星都完全填滿 Roche lobes;共享大氣 e.g., W Ursae Majoris
mass transfer 常造成特殊的天象,或產生特殊的天體