恆星系統

天体系统

恆星系統恆星系是少數幾顆恆星在互繞的軌道上[1]受到引力吸引的約束。受引力約束的一大群恆星通常稱為星團星系,然而廣義上講,它們也是恆星系統。不要將恆星系統與行星系統相混淆,後者包括行星和類似的天體(如彗星)。

Algol triple star system imaged with the CHARA interferometer.jpg
Algol AB movie imaged with the CHARA interferometer - labeled.gifHD188753 orbit.jpg

聯星系統编辑

由兩顆恆星組成的恆星系統被稱為“聯星”,“聯星系統”或“物理雙星”。如果沒有潮汐效應,沒有來自其它力的擾動,也沒有從一顆恆星到另一顆恆星的質量轉移,這樣的系統是穩定的,並且兩顆恆星都將無限期地以系統的質量中心焦點,各自在橢圓軌道上運行[來源請求] (參見二體問題。聯星系統的例子有天狼星南河三天鹅座X-1,其中的最後一個可能是由恆星和黑洞組成。

聚星系統编辑

聚星物理聚星是超過兩顆以上恆星組成的系統[2][3]。聚星系統如果由三顆恆星組成,就稱為三合星三重星三元星;四顆星的系統稱為四重星四合星;五顆星組成的稱為五重星;六顆星組成的稱為六重星;七顆星組成的稱為七重星,依此類推。這些系統都遠小於有100至1,000顆恆星,動力學系統更複雜的疏散星團[4]

動力學编辑

理論上,模擬一個聚星系統比模擬聯星系統更困難,當多體問題動力系統介入時,可能呈現渾沌的行為。 許多小集團的恆星被發現是不穩定的,一旦發生一顆星與另一顆星過度的接近,便會發生加速而會從系統中逃逸掉[5]。如果這個系統出現埃文斯所謂的階式模型[6],還是有可能穩定。在階式模型系統內,恆星被分成兩個小集團,各自在較大的軌道上繞著共同的質心運轉;每個小集團也都是階式模型,意味著小集團又必需再分為更小的次集團,而且一直如此的細分下去。在這樣的情況下,各個恆星的運動將持續的以接近穩定的軌道,遵循克卜勒的軌道繞著系統的質量中心[7]。不同於擁有數量龐大恆星,且動力學系統更為複雜的星系星團

 
藝術家绘制的HD 188753軌道想象图。这是一個三合星系統。

觀測编辑

許多已知的聚星系統都是三合星;更多星的聚星系統則隨著恆星數量的增加而呈指數性的減少[8]。 例如,在1999年修訂的Tokovinin目錄[3]中列出的物理聚星, 728個系統中有551個是三合星。但是因為選擇效應,我們在這些知識上的統計常是殘缺不全的[9], §2.

由於前面提到在動力學上的不穩定,三合星通常都是階式模型:它們包含兩顆靠近的聯星對和一顆距離較遠的伴星。有著更多恆星的聚星系統也都是階式模型。[8]目前所知最多的是六重星系統,例如北河二(雙子座α),它是一對聯星以更遠的距離繞著另一對各自也是聯星的聯星系統。另一個六顆星的系統是ADS 9731,它由兩對三合星組成,每一對都是伴隨著一顆單獨恆星在軌道上運轉的光譜聯星

例子编辑

聯星编辑

三合星编辑

  • 北極星:北極星是一組三合星,主星是靠得很近的一對聯星—近得在2006年被哈伯太空望遠鏡拍到之前只能從對主星的重力拖曳上察覺到。
  • 半人馬座α:是一組由兩顆黃矮星(半人馬座αA和半人馬座αB)組成的聯星為主的三合星,另一顆遠離的紅矮星就是比鄰星。A和B是物理聯星,在一個最近距離11天文單位,最遠距離36天文單位的離心軌道上互繞;比鄰星在非常遙遠的距離(~15,000天文單位)與A和B互繞著。但是這個距離相較於其他的恆星仍是非常的近,也仍然受到A和B的引力拘束著[10]
  • HD 188753是位於天鵝座,距離地球149光年遠的三合星系統。這個系統由黃矮星HD 188753 A、橙矮星HD 188753 B、和紅矮星HD 188753 C組成;B和C成一個集團以156天的週期互繞,A的軌道週期則為25.7年。

四合星编辑

 
HD 98800是位於長蛇座TW星協中的一個四重星系統。

五重星编辑

六重星编辑

七重星编辑

八重星编辑

相關條目编辑

註解编辑

參考資料编辑

  1. ^ A.S. Bhatia (编). Modern Dictionary of Astronomy and Space Technology. New Delhi: Deep & Deep Publications. 2005. ISBN 81-7629-741-0. 
  2. ^ p. 16, Understanding Variable Stars, John R. Percy, Cambridge: Cambridge University Press, 2007, ISBN 0-521-23253-8.
  3. ^ 3.0 3.1 MSC—a catalogue of physical multiple stars页面存档备份,存于互联网档案馆), A. A. Tokovinin, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 124 (1997), 75–84; online versions at VizieR页面存档备份,存于互联网档案馆) and the Multiple Star Catalog页面存档备份,存于互联网档案馆).
  4. ^ p. 24, Galactic Dynamics, James Binney and Scott Tremaine, Princeton University Press, 1987, ISBN 0-691-08445-9.
  5. ^ Multiple Stellar Systems: Types and Stability, Peter J. T. Leonard, in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, P. Murdin, ed., online edition at the Institute of Physics Archive.is存檔,存档日期2012-07-09, orig. ed. published by Nature Publishing Group, 2001.
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  21. ^ Archived copy. [23 December 2012]. (原始内容存档于3 March 2016). 
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  25. ^ AR Cassiopeiae 互联网档案馆存檔,存档日期10 April 2020., entry in the Multiple Star Catalog页面存档备份,存于互联网档案馆).
  26. ^ Hutter, D. J.; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Benson, J. A.; Hummel, C. A.; Zirm, H. Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. III. A Magnitude-limited Multiplicity Survey of Classical Be Stars. The Astrophysical Journal Supplement Series. 2021, 257 (2): 69. Bibcode:2021ApJS..257...69H. S2CID 237503492. arXiv:2109.06839 . doi:10.3847/1538-4365/ac23cb. 

外部連結编辑

單個試樣编辑