太阳与恒星课件

太阳与恒星46、法律有权打破平静。——马·格林47、在一千磅法律里，没有一盎司仁爱。——英国48、法律一多，公正就少。——托·富勒49、犯罪总是以惩罚相补偿；只有处罚才能使犯罪得到偿还。——达雷尔50、弱者比强者更能得到法律的保护。——威·厄尔太阳与恒星太阳与恒星46、法律有权打破平静。——马·格林47、在一千磅法律里，没有一盎司仁爱。——英国48、法律一多，公正就少。——托·富勒49、犯罪总是以惩罚相补偿；只有处罚才能使犯罪得到偿还。——达雷尔50、弱者比强者更能得到法律的保护。——威·厄尔天文学导论（III）恒星世界第7讲：太阳与恒星的基本特征第8讲：星际介质与恒星形成第9讲：小质量恒星（双星）演化（行星状星云，白矮星，Ia型超新星）第10讲：大质量恒星演化（II型超新星,中子星与黑洞）天文学导论第7讲太阳与恒星Toman,thatwasinth’eveningmade,Starsgavethefirstdelight;Admiring,inthegloomyshade,Thoselittledropsoflight.EdmundWaller(1606-1687)1。太阳基本情况太阳是靠自身引力而束缚在一起的一个气态球，主要成分为氢。太阳核心的温度和压力异常大，使得氢聚变为氦（热核聚变），释放出巨大能量光学波段的太阳和一些太阳黑子太阳基本数据日地距离：1AU=1.5x108km=8.3light-minutes(地月距离=1.3light-sec)太阳直径：DSun=1.4x106km=5lt-sec=109x地球直径，体积=130万倍地球太阳质量：MSun=2x1030kg=3.3x105MEarthDensity:Average=1.4gcm-3;Central=150gcm-3;Photosphere(光球层)=3.5x10-7gcm-3太阳化学成分Composition(bymass):

72%Hydrogen,26%Helium,2%allotherelements.Composition(by粒子数):~90%氢~10%氦等离子态太阳温度中心:1.5x107K光球层:5800K日冕Corona:106-107K（太阳黑子Sunspots:4800K）ThetemperatureabovetheSun’sphotosphererisesrapidlytomorethanamilliondegreesintheCorona.Stillcannotcompletelyexplainwhythetemperatureofthechromosphere(色球层)andcoronacanbehigherthanthephotosphere.太阳的较差自转differentialrotation太阳不是固体，太阳表面的自转速度在不同地方是不同的，赤道附近转得最快，两极最慢太阳黑子和不少太阳活动都是由较差自转造成的等离子体+自转磁场ENERGYANDPOWER太阳辐射巨大的能量，主要在光学和红外波段Thepower(luminosity)isabout4x1026Watts~太阳表面每平方厘米辐射功率为一个6500Wattlamp.地球俘获的太阳能量小于太阳光度的10-9倍Yet,thepowerofsunlightthatilluminatesapatchofdesert100kmx100kmisnosmallerthanthetotalpowerconsumptionofUSperyear2。太阳结构剖析InferthepropertiesoftheSun‘sinteriorfromatheoreticalprinciplecalledhydrostaticequilibrium流体静力学平衡:heatpressuremustbalancegravity

theSun'scorehasatemperatureofabout16millionK.2.1太阳核心至20%半径处，密度最大，50%太阳总质量温度高达1500万摄氏度等离子（气）态：离子自由游荡太阳的引擎：通过氢聚变为氦的热核反应，释放出巨大能量TheheatoftheSun'sinteriortakesthousandsofyearstoreachitssurface(photosphere).Itleaksoutbyacombinationofradiativediffusionandconvection.2.2辐射区Radiativezone至太阳半径70%处，能量以辐射形式向外传播的区域太阳核心产生的是伽马射线gamma-rays光子，如何抵达太阳表面？在辐射区内，光子走不足一厘米后，便会被其它物质（主要电子和原子核）吸收。这些物质会把吸收的能量以多光子的形式释放出来，这些以随机方向发射的光子比原来的光子有更长的波长，亦即能量更低。这种能量传播方式称为辐射转移（RadiativeTransport）（光子数增多，而光子能量降低）。需时170000年2.3对流区Convectivezone辐射以对流形式向外传播的地方，至半径99%处（即太阳的外层）离核心越远，气体温度越低（约200万摄氏度），开始变得不透明，光子很容易被吸收，辐射转移的效率因而很低，因此在太阳最外层，对流取代了辐射成为传播能量至太阳表面更重要的方式。需时大约1星期一个在核心内产生的光子，需数千万年才能以数千个低能量、主要是可见光的光子的形式到达太阳表面（光球层）2.4光球Photosphere：“发光的球体”对流区的上部是光球层，即我们每天所看到的太阳，是太阳“大气”中非常薄的一层，厚度仅500千米，气体密度为地球大气的10%我们之所以看到光球层，是因为它的气体密度正合适。在它之下的气体密度太大，光线不能直接通过；在它之上的气体密度则足够稀薄，能让光球层发出的光线顺利通过，8.3分钟到达地球所以，光球层界定了肉眼（光学）可见的太阳的“表面”，其温度约为5800K(日面)米粒组织Granulation光球层之下是温度更高的对流层，其气体会上升，当这些炽热气体把能量释放后，便会变冷变暗，然后沉降回光球层之下，这种对流运动产生了称为米粒组织的太阳表面特征光球层上可见对流单元的overturningmotion。通过望远镜可看到太阳表面上有很多由较暗区域所环绕的光斑，即所谓的米粒每一个米粒约能持续20分钟，大小约为地球的1/102.5色球层Chromosphere光球层之上的气体是一层约2000公里厚的色球层，温度更高，特征温度为105K色球层比光球层暗得多，所以通常只能在日全食时才能看见它色球层并非球形，而且有很多称为针状体的细小突起2.6日冕Corona日冕是太阳大气的最外层，和色球层一样也通常只能在日全食时才能看见日冕密度非常低，但可延伸至太阳半径的10倍之远，温度更高达106K日冕仪UltravioletandX-rayimages:verydetailedinformationaboutthedistributionoftemperatureanddensityinthesolarcorona.Time-lapse(27days)movieofX-rayemissionfromtheSun'scorona(fromJapaneseYohkoh).UVimagefromSOHO日冕和色球层的温度为什么可以比光球层高得多，仍是一个未解之密对流和磁场？TheconvectionandmagneticfieldsheatsthegasabovetheSun'sphotospheretotemperaturesofmillionsofdegrees.3。太阳的能量产生机制太阳的能源曾被长期揣测过引力能热核聚变LordKelvin开尔文(1824-1907)：热力学，计算太阳核心的温度，现代绝对温标则以开尔文命名，KSirArthurS.Eddington爱丁顿(1882-1944)

首先提出太阳的能源是热核聚变--氢聚变为氦3.1Kelvin-Helmholtz收缩假说19世纪末，KelvinandHelmholtz提出太阳的能源来自引力能引力能热能通过辐射转移和对流到太阳表面内部气体压力小于引力太阳收缩增加内部气体的压力收缩使气体更热辐射…导致太阳连续收缩

当太阳由于辐射而损失热能时，太阳内部实际上变得更热（支持由于收缩而产生的更大引力）太阳完全塌缩（即寿命）仅有2000万年！Atthebeginningofthe20thC,acceptedtheory.3.2热核聚变ThermonuclearFusion爱丁顿意识到收缩假设肯定是错误的，因为证据表明太阳已经持续数十亿年这个理论与证据的抵触是科学危机scientificcrisis的一个例子F.W.Aston:一个氦原子的质量比4个氢原子的质量和稍小Eddington:如果4个氢原子能够转变为一个氦原子，那么丢失的质量就有可能转化为能量综合两个新线索：Einstein'stheoryofrelativity,E=mc2VeryaccuratemeasurementsofthemassesofatomsEddington推论出，如果太阳核心氢聚变为氦，则太阳可持续数十亿年Eddington在1920年发表此论文时，还没有人真正知道这种反应的机理30年后，HansBethe（贝特）解决了太阳燃烧的严格反应链1967年诺贝尔物理学奖质子链Proton-protonchain在太阳核心，氢转变为氦实际上要经过一连串的核反应，称之为质子-质子（p-p）链核聚变的极端条件目前仍无法在地球的实验室内稳定地制造出所需条件Note:thehydrogenbombisdifferent!（锂与氘和氚间的聚变）核聚变需要高温：氢原子核（质子1H）能有足够的能量克服原子核（质子）之间库仑排斥力核聚变需要极高的密度来增加粒子间的碰撞机会因此核聚变只能在温度高达107K的太阳核心发生热核反应的效率p-p链的总结果是4个氢核融合为一个氦核，以发射伽马射线光子和其它粒子的形式释放出大量能量41H

4He+光子+其它粒子

一个氦核的质量比4个氢核的质量和大约小0.7%热核反应的效率~0.7%3.3太阳中微子SolarNeutrinosp-p链产生的其中一种粒子是电子中微子，零质量不带电大约5%的太阳能量是以中微子的形式释放出去（其它95%以辐射形式）中微子是亚原子粒子，几乎不与物质作用~1015neutrinospassthroughyourbodypersecond,withoutdisturbingasingleatom!VerydifficulttodetectneutrinosNeutrinoDetectorsimageofneutrinosfromtheSuntakenbySuperKamiokande.SuperKamiokandeinJapan.40X40minwatertank.11,000phototubes.NeutrinosfromtheSuninteractwithatoms,causingflashesoflightthatcandetectedbythephototubesliningthetank.太阳中微子失踪之谜？观测到的太阳中微子流量只是理论最初预言的大约1/3。很长一段时期认为是有关太阳内部结构的理论可能错了但是，通过测量太阳光球层的振荡

推断太阳内部的温度的精度为千分之几太阳内部结构的理论是可行的现在有证据表明大约2/3的电子中微子转变为其它形式的中微子而没有被实验探测到Sotheproblemwasn'twithourtheoryoftheSun,itwaswithourideasabouthowneutrinosbehave4。太阳活动SolarActivity太阳活动和太阳的磁场有关磁场产生可见的结构太阳活动影响地球4.1太阳黑子Sunspots太阳黑子是太阳光球层上的小的黑暗区域，温度只有约4200K由于相对来说比光球层其它地方“冷”，产生的光也较少，所以看起来较暗太阳黑子的大小足以和地球匹敌，且常以整群出现AsunspotaboutthesizeoftheEarthandtheconvectivecellsattheSun'sphotosphere太阳黑子数的11年周期黑子生命短暂，持续数小时或长达数月太阳黑子的数目变化有一个11年的周期Maximum:last1991,2003Maunderminimum蒙德极小期(1645–1715)太阳黑子分布的蝴蝶图在周期开始，黑子大都出现在纬度较高的地方，接着太阳黑子数目不断增多，并向赤道靠拢黑子位置与时间的关系图即为著名的“蝴蝶图”``butterflydiagram''Tendstomovefromabout+/-30oatsolarmaximumtowardtheequatoratsolarminimum太阳黑子的磁场光谱分析(Zeemaneffect)表明太阳黑子的磁场相当强，比太阳平均磁场强上千倍黑子经常成对出现，每对极性相反，若一个为磁北，另一个必为磁南。因此每对黑子皆有磁力线相连，而且南北半球黑子极性相反太阳黑子的成因太阳黑子是太阳磁场活动、自转以及对流等因素联合造成的结果太阳磁场的磁力线随着太阳自转而扭曲变形。黑子区域是畸变最大处，磁场增强。强大的磁场牵制着光球层上的气体，并阻止了下层较炽热的气体上升至黑子区域，结果黑子比太阳表面其它地方的温度较低黑子的数目和地球的气候有微妙的关系。研究表明在地球的上一次冰河期时，太阳黑子的数目异常地少4.2太阳日珥Prominences日珥是色球层内被太阳磁场困着的表面气体的爆发而产生的庞大气流，比周围气体更浓密，出现在磁拱中。持续几小时日珥是巨大的拱形状的气体云，可上窜至太阳光球层以上相当于数个地球直径的太阳大气层的色球层。4.3太阳耀斑Solarflares太阳耀斑是更猛烈的突然爆发现象：放射出强大的X射线、紫外线、可见光和太阳风加热色球层和日冕内的气体到几亿度日珥和耀斑都明显和太阳的磁场和黑子有关，但其形成机制仍有待进一步研究4.4太阳风SolarWind太阳风主要是飞离太阳的质子和电子。日冕是太阳风的源头。日冕在光球层上的几个太阳半径处转变为太阳风，飞越太阳系，速度400-500km/s，太阳风经过大约四天即可抵达地球一个典型太阳耀斑爆发出来的带电粒子云的速度可达70%光速。导致大规模日冕物质抛射，喷发以太阳风的形式一两天即可抵达地球SOHOopticalcoronagraphMovie4.5空间气候SpaceWeather与光球层的辐射能量相比，日冕和太阳风的喷发能量很小，大约10-5倍，但对地球的气候有显著的影响当太阳风强劲时，在地球（或其它行星）两极有可能看到极光影响甚至严重破坏地球上的无线电通讯以及空间探测器太阳日冕和太阳风的活动程度和黑子数目相关2002-2003solarmaximum:plentyofflares,coronalmassejections,andauroras(evenseeninTexas!)地面和空间仪器日常监测太阳活动以及行星际空间气候5。太阳的稳定和变化恒星形成初期，引力是演化的主导力量，使恒星不断收缩随着恒星不断收缩，核心气体的温度和密度不断上升，直至点燃热核反应，所产生的能量造成两种向外的压力，对抗向内的引力最后向内的引力和向外的压力会达到平衡，让恒星可以长时间保持稳定（数百万年至数百亿年）

流体静力学平衡HydrostaticEquilibrium变化中的太阳46亿岁（年）的太阳已步入壮年期自转变慢（由于太阳风）金牛T型星阶段：8天或更短目前：26天（赤道）核心氢的37%已被消耗并转变为氦。太阳核心不断收缩而变得更热，导致更高的产能率，从而使得太阳（外层）缓慢膨胀且变得更亮尺度增大了10%光度增强了30-40%太阳振荡SolarOscillation1960年，美国天文学家莱顿通过强力分光仪发现太阳表面一个个小区域大约5分钟的振荡。随后又发现更多周期的振荡（如160分钟的长周期振荡）日震学Helioseismology：利用（谱线）多普勒效应通过观测太阳光球层的振荡来研究太阳内部结构地震学自转+振荡：dark=towarduslight=awayfromus日振波太阳表面振荡源于太阳内部压力、引力和磁力声波、引力波和磁流体力学波？振动频率依赖于太阳内部结构，与温度、密度和化学成分等因素相关获得太阳内部信息：中微子日振波Oneparticularmodeofsolaroscillation.ThebluepatchesarerisingwhiletheredpatchesaredescendingGONG和SOHOtheGlobalOscillationsNetworkGroup,GONGtheSolarandHeliosphericObservatory,SOHO测定太阳内部的声速精度高于0.1%证明太阳内部的温度和成分的理论模型是正确的排除太阳内部自转比外部快的可能性SOHO发现"rivers"flowingbeneaththesurface.恒星对大众来说，恒星只不过是夜空中闪烁不定的小光点。肉眼可看见大约5000颗恒星，望远镜则……。对天文学家来说，恒星是一团被自身引力束缚的气体，而其质量大至足以在其核心产生热核反应太阳是恒星而木星则不是1。测定恒星基本特征最强大的望远镜所看到的恒星也不过是夜空中的一个小光点而已通过分析所观测到的辐射和运动，能够建立恒星物理特征的详细图像太阳的形成、演化及归宿1.1距离的测量距离的量度是最基本但也是极困难的工作量度一个恒星（星系）的角大小很容易，但要知道其真实大小，就要知道它到我们的距离地球绕太阳公转，相对于遥远背景恒星，较近恒星的位置由于我们观看位置的改变而出现视位置的改变，通常用相隔半年时间（地球轨道的相对两侧）的恒星位置改变的角大小的一半来表示，称为恒星的视差恒星视差StellarparallaxApparentmotionofanearbystarduetotheEarth‘smotion.Theblinkingimageonthebottom

alternatestheimagesonthetopandmiddleofthesamestarfield,takensixmonthsapart.1parsecs(pc)秒差距=3.26光年已知地球到太阳平均距离为1AU，三角法给出d=1/p，d为恒星的距离；p为恒星视差(以角秒arcsecond

表示)p=1角秒所对应的距离定义为1秒差距parsec(pc)

1pc=3.26光年=3.08x1016

米

Theneareststara–Cen(半人马座),withp=0.753",hasadistanced=1/(0.753)=1.33parsecs,or(1.33x3.26)=4.3lightyearsThefatherawayastar,thesmalleritsparallax邻近（约200光年以内）恒星的距离由恒星视差来量度恒星的自行Propermotion恒星视差是由于地球公转所造成的视运动但恒星在宇宙中皆有移动，由其引起的位置改变称为恒星的自行单位为每年所移动的角度，取决于三个因素：恒星的真实移动速度；恒星与地球的距离恒星运动方向与视线的夹角移动速度高但遥远的恒星的自行可能和近但移动慢的恒星差不多1.2恒星的亮度150BC,希腊天文学家喜帕恰斯Hipparcos,标定肉眼可见的约5000stars为6个视亮度等级，1等最亮恒星视亮度用视星等apparentmagnitude表示，即以恒星视亮度（照度）I的对数来表示m=-2.5log10(b/b0)

照度b=totallightpersecond/areaofasphereofradiusd,即单位时间单位面积接收的光1850年，普森Pogson：星等跟光度计测出的照度作比较，发现星等相差5的照度之比约100倍，由此得出星等定义的比例系数为-2.5星等相差1等，亮度之比为2.512。如定义任一颗恒星的视亮度为0等，则1等星比它暗2.512倍，而5等星暗100倍(算法：2.511=2.51，…2.515=100）定标值b0即为0等星的视亮度（任意）。织女星的星等为0.03，其亮度非常接近b0视星等越大，则恒星越暗常见天体的视星等太阳：-26.75m满月：-12.74m金星最亮：-4.4m天狼星：-1.4m最大地面望远镜可观测最暗星：25mHST可观测到最暗星：30m天体的观测亮度跟有效波段有关，产生不同的星等系统平方反比定律恒星的光到达观测者时的强度和距离的平方成反比：强度x（距离）2=常数（恒星特征）如果恒星的距离倍增，亮度变为1/4，则星等约增加1.5绝对星等absolutemagnitude视星等不能显示恒星的内禀特征。天体的真实亮度由视亮度和距离得出表示天体辐射本领的量是绝对星等或光度（辐射功率）绝对星等是恒星在标准距离（约32光年或10秒差距）时的视星等太阳的视星等为-26.9，但绝对星等为4.8光度Luminosity光度（L)是恒星表面每秒所发出的辐射，表征恒星的固有特征亮度和光度成正比，和距离平方成反比Oncedistanceandbrightnessareknown,luminositycanbecalculated：恒星光度相差悬殊：106-10-4太阳光度低光度恒星比高光度恒星多得多1.3恒星的颜色光谱的峰值位置显示恒星的颜色如峰值在红光位置，则恒星看起来是红色的假如光谱曲线非常平坦，则恒星便是白色的恒星的颜色由其表面温度决定1.4恒星的温度和大小恒星表面温度和真实大小可由辐射特征得出维恩定律：测量恒星颜色恒星表面温度TStefan’slaw:findingthesizesofstars1.5恒星的化学成分谱线用来测定恒星大气的化学成分（和其它特征）恒星内部产生连续的黑体谱当辐射通过恒星大气时，原子吸收特定波长的光子而产生恒星光谱中的吸收线发射线：热外层大气中受激发原子退激发Moststellaratmospherearecomposedprimarilyhydrogenandhelium2。恒星的光谱分类恒星根据其表面温度（即光谱型）来分类1901,AnnieJumpCannon,HarvardObservatoryThehotteststar,withsurfacetemperatureover30,000K,arelabeledOstars,showingfeaturelessspectra,withonlyweakabsorptionlinesfromHandHeThecooleststars,Mstars,havetemperatureaslowas2,800K,showingmanylinesfrommanydifferenttypesofatomsandmoleculesThecompletesequenceofspectraltypesofstars,fromhottesttocoolest,is,O,B,A,F,G,K,M.OhBeA

FineGirl(Guy),KissMe!每一光谱型又根据谱线的相对强弱分成10个次型，例如B0,B1,……,B9。实际上缺少某些次型，例如，最热的O型为O3。太阳为G2型热星的光谱中谱线较少，冷星的光谱中谱线很多，并有分子的吸收带3。赫-罗图：揭示恒星演化仅仅知道恒星的一些特征并不意味着我们真正理解了恒星寻找恒星已知特征之间的关系ThefirstastronomerstotakethisstepwereEinarHertzsprung赫茨普龙（丹麦天文学家）

HenryNorrisRussell罗素（美国天文学家）从1906年到1913年，他们独立研究了恒星的特征：恒星光度和表面温度（观测量为颜色或谱型）的关系。这种关系图称为Hertzsprung-Russelldiagram

（H-Rdiagram赫-罗图）用观测量表示赫-罗图恒星的温度决定其颜色，因此有效温度也可用与颜色相关的量来替代光谱型O……M

bB/bVcolor:蓝光亮度和可见光亮度之比Colorindex(色指数)：在不同波段测量到的星等之差，如U-B,B-V等（星等差=亮度比的对数）光度L可用绝对星等M替代对相同距离的恒星（例如星团），绝对星等M可进一步用视星等V代替理解赫-罗图大部分（90%）恒星位于左上角到右下角的一条带内，称为主序星MainSequence(MS)Star

位于右上角的“恒”星，表面温度很低（单位面积辐射低），但光度极大，所以星体积必定极大，称为巨星位于左下角的星，温度高而光度小，所以体积必定小，称为矮星巨星和矮星Giantsanddwarfs主序星是真正意义上的恒星巨星是膨胀的、亮的“恒星”，半径为太阳的成百上千倍矮星的半径和地球差不多，尽管温度可能超过最热的主序O型星，但光度极低大量主序星的存在说明恒星的概念及其工作原理；非主序星的特征帮助理解恒星的形成、演化和死亡主序星：核心的氢聚变为氦并释放能量Ostars:hotter,larger,andmoreluminousthantheSunMstars:cooler,smaller,andfainterthantheSunIfyouknowwhereastarliesonMS,thenyouknowitsL,T,andR赫-罗图上的等半径线等半径线：半径相同的恒星位于斜率为负值的直线上（thelinefromupperlefttothelowerright)（如果是绝对星等--logT关系图，则等半径线的斜率为-10）半径从左下角（白矮星）到右上角（超巨星）增加(usingL-T-Rrelationshiptofindthesizeofastaratthatpointaswell)不同等半径线上的主序星，其质量必定不同Massisevenmoreinteresting恒星质量沿主序带从右下至左上平稳地增加Low-massMSstarsarefaintandcool；High-massMSstarsarehotandluminous恒星的质量决定它在主序带的位置，由此可以确定恒星的温度T、半径R和光度L质光关系L/LSun=(M/MSun)3.5

R/RSun=(M/MSun)0.8

Massdetermineall!Forstarsofsimilarchemicalcomposition,themassofaMSstaralonedeterminesallofitsothercharacteristics:Howlargeitis,Whatitssurfacetemperatureis,Howbrightitis,Whattheinternalstructureis,Howlongitwilllive,Howitwillevolve,Andwhatitsfinalfatewillbe!Ifyouhaveacertainamountandtypeofmaterialtomakeastar,thereisonlyonekindofstaryoucanmake!赫-罗图测恒星距离：分光视差恒星视差：几百光年以内的恒星距离如果确定一个恒星是主序星（例如测量光谱型或吸收线），则可用分光视差Spectroscopicparallax

估算它的距离由其在H-R图上的位置推测其光度亮度是可测定的利用辐射平方反比定律估算恒星的距离4。双星BinaryStars太阳是孤独!但是宇宙中超过50%的恒星是和其它恒星组成双星或多重恒星(聚星)系统Sirius,thebrighteststarinthesky,hasafaintbluecompaniona-Cen半人马,theneareststar,hasafairlybrightredcompanion（广义）双星的重要性双星的观测十分重要，因为它们提供测量恒星质量的机会（对孤立恒星则是不可能的）测量恒星质量是通过找寻双星的相互引力效应所引起的轨道运动（周期）两恒星的相互扰动对恒星的结构和演化产生重大影响（Ia型超新星宇宙加速膨胀）双星是寻找黑洞和验证引力辐射的重要对象（恒星-行星系统日外行星的发现）Visualbinary目视双星根据发现的方法，双星分为4类。有些双星可属于两类或更多类型目视双星：双星系统的两个成员都可以看到但是紧靠在一起的星可能相隔甚远，只是刚好在同一方向，并没有引力关系，因此没有物理意义。这种假双星称为光学双星opticaldoubles

opticaldoubles光学(视)双星:e.g.,zeta(6)UrsaMajoris大熊座,whichconsistsoftwophysicallyunrelatedstars,MizarandAlcor.SpectroscopicBinary分光双星有些双星十分遥远，或靠得太近，以致望远镜也无法把它们分开虽然不能直接测量这类双星，但可从它们的光谱认定它们是双星，因为双星系统的轨道运动所造成的多普勒效应使光谱中的吸收线产生周期性的位移，由此得知系统的公转周期日外行星的发现方法之一利用光谱分析发现的双星称为分光双星EclipsingBinary食双星如果双星的轨道侧对我们，其中一颗星会在另一颗星前经过，产生周期性的光度变化，称这类双星为食双星，是（假）变星的一种日外行星的发现方法之一食双星基本可认为是目视双星的一种典型食双星大陵五Algol(英仙座β)天体测量双星AstrometricBinary有时双星中的一个成员由于某些原因而不可见，但仍可通过可见恒星的移动情况得知伴星的存在由于双星围绕共同质心运行，所以假若某星有隐形伴侣，它便以波浪形而非一般的直线运行日外行星的发现方法之一此方法发现了天狼星的伴星双星的轨道特征双星系统中的每个成员都在围绕它们的共同质心做椭圆轨道运动，如同行星围绕太阳和其它恒星的运动质心位于两个椭圆的一个焦点上质心（位于两个天体的连线上）保持固定两个天体正好位于质心的两侧大质量天体的椭圆轨道小，小质量天体的椭圆轨道大，但形状相同质量比Ratioofmass小质量恒星的轨道大，因此必定运动快在双星系统中，恒星的运动速度与质量成反比利用双星测量恒星质量的关键一步总质量TotalmassKepler’s3rdlaw双星系统的总质量利用双星测量恒星质量的关键二步Newton’smodificationA:averagedistance(AU)(半长轴之和）P:orbitalperiod(years)多普勒速度轨道周期两个恒星总是位于质心的两侧，所以运动方向总是相反因此两个恒星的光谱（吸收线）的多普勒位移方向总是相反：如一个兰移，另一个则红移；反之亦然光谱中吸收线的最大多普勒位移给出每个恒星的轨道总速度，因而确定两个恒星的质量比最大多普勒位移的周期给出轨道周期一个侧对我们的双星Abinaryedge-on一个围绕质心做轨道运动的双星，观测到每个子星光谱中的吸收线恒星1靠近我们，所以兰移（波长变短）(time=0,1,…period)恒星2远离我们，所以红移（波长变长）(time=0,1,…period)恒星1红移时，恒星2兰移；反之亦然(time=½,3/2,…period)当两星既不远离也不靠近我们时，两者的谱线重合(time=¼,¾,…period)高质量恒星的多普勒位移小。由速度-时间图，如果V2=2V1,则m1=2m2测量轨道特征方法：目视双星双星距离足够大测量两个轨道的形状和周期轨道周长速度比质量比轨道半长轴和轨道周期质量和轨道周期长（数十年）长期监测双星测量轨道特征方法：食双星如果双星靠得很近，又离我们遥远实际上无法分辨由特殊的多普勒位移（2套）确定其双星的属性如果看到亮度下降（当一个恒星运动到另一个前面时），则双星系统侧对我们PeakDopplershiftofeachstargivestotalorbitalvelocity.Period:timeseparationbetweentwopeakDopplershift.sizeoforbit=velocity*period.

ApracticalexerciseofeclipsingbinaryThestarisaneclipsingbinary，轨道侧对The