聯星

聯星  是兩顆恆星組成的恆星系統 ， 它們圍繞著共同的質心 ， 在軌道上互繞 。 兩顆或兩顆以上恆星組成的系統稱爲多星系統 。 這些系統 ， 尤其是在距離地球較遠的時候 ， 在肉眼觀看時往往只是單一的一個光點 ， 然後通過其它管道觀測會顯示爲兩顆或更多顆恆星 。 聯星常與雙星 ( Double star ) 混淆 。 因爲雙星可以是無物理關係的光學雙星 （ 假雙星 ） 。 另一者之所以被稱爲光學雙星 ， 是因爲從地球觀看時 ， 這兩顆星在天空中顯得非常靠近 ； 它們在視線上幾乎是在同一條線上 。 然而 ， 它們的雙星性質只取決於這種光學效應 ； 這兩顆恆星彼此的距離相當遙遠 ， 完全沒有物理上的關係 。 光學雙星可以通過視差的測量值 、 自行或徑向速度的差異來識別 。 但大多數的雙星還沒有得到充分的研究 ， 以確定它們是光學雙星 ， 還是通過引力束縛而有物理關係的聯星還是多星系統 。 聯星系統在天體物理學中非常重要 ， 因爲對其軌道的計算可以直接確定其組成恆星的質量 ， 進而可以間接估計其它的恆星參數 ， 例如半徑和密度 。 這也可以確定一個經驗關係式 ： 質量 - 亮度 （ MLR ， mass - luminosity relationship ） ， 從中可以估出單顆恆星的質量 。 聯星如果可以在光學望遠鏡中分解成兩顆單獨的恆星 ， 在這種情況下它們被稱爲目視聯星 。 許多目視聯星有幾個世紀或幾千年的長週期軌道 ， 因此它們的軌道不確定或鮮爲人知 。 它們也可以間接通過科技來檢驗 ， 例如光譜 （ 光譜聯星 ） 或天體測量 （ 天測聯星 ） 。 如果一組聯星的軌道平面恰好通過我們的視線方向 ， 它的成員將會互相遮掩 ， 發生食或掩的現象 ， 造成視星等的變化 ， 這種聯星稱爲食雙星 。 如果聯星系統中的成員足夠接近 ， 它們就會在引力作用下扭曲它們相互的外部大氣層 。 在某些情況下 ， 這些接近的聯星系統可以交換質量 ， 這可能使它們的演化改變 ， 發生單顆恆星無法經歷的階段歷程 。 聯星的例子有天狼星 、 天鵝座X - 1 （ 衆所周知的黑洞 ） 。 聯星也是許多行星狀星雲的核心 ， 或是新星和Ia型超新星的前身 。