恒星系统
联星系统
由两颗恒星组成的恒星系统称为 联星 、 联星系统 或 物理双星 。如果没有潮汐效应、其它力量的摄动、和从一颗恒星至另一颗恒星的质量的传输,这样的系统是稳定的,并且两颗星会在以质心为焦点的椭圆轨道上互绕着 (参见二体问题) 。
联星的例子有天狼星、南河三和天鹅座X-1,而最后的这个可能是一个黑洞。
聚星系统
聚星 或 物理聚星 是超过两颗以上恒星组成的系统 。聚星系统如果由三颗恒星组成,就称为 三合星 、 三重星 或 三元星 ;四颗星的系统称为 四重星 或 四合星 ;五颗星组成的称为 五重星 ;六颗星组成的称为 六重星 ;七颗星组成的称为 七重星 ,依此类推。这些系统都远小于有100至1,000颗恒星,动力学系统更复杂的疏散星团 。
动力学
理论上,模拟一个聚星系统比模拟联星系统更困难,当 多体问题 的动力系统介入时,可能呈现浑沌的行为。 许多小集团的恒星被发现是不稳定的,一旦发生一颗星与另一颗星过度的接近,便会发生加速而会从系统中逃逸掉 。如果这个系统出现埃文斯所谓的 阶式模型 ,还是有可能稳定。在阶式模型系统内,恒星被分成两个小集团,各自在较大的轨道上绕着共同的质心运转;每个小集团也都是阶式模型,意味着小集团又必需再分为更小的次集团,而且一直如此的细分下去。在这样的情况下,各个恒星的运动将持续的以接近稳定的轨道,遵循开普勒的轨道绕着系统的质量中心 。不同于拥有数量庞大恒星,且动力学系统更为复杂的星系和星团。
艺术家臆测的HD 188753轨道,是一个三合星系统。
观测
许多已知的聚星系统都是三合星;更多星的聚星系统则随着恒星数量的增加而呈指数性的减少 。 例如,在1999年修订的Tokovinin目录 中列出的物理聚星, 728个系统中有551个是三合星。但是因为选择效应,我们在这些知识上的统计常是残缺不全的 。
由于前面提到在动力学上的不稳定,三合星通常都是阶式模型:它们包含两颗靠近的联星对和一颗距离较远的伴星。有着更多恒星的聚星系统也都是阶式模型。 目前所知最多的是六重星系统,例如北河二(双子座α),它是一对联星以更远的距离绕着另一对各自也是联星的联星系统 。另一个六颗星的系统是ADS 9731,它由两对三合星组成,每一对都是伴随着一颗单独恒星在轨道上运转的光谱联星 。
例子
联星
天狼星:包含一颗A-型主序星和白矮星的联星。
御夫座ε:一组食双星。
三合星
北极星:北极星是一组三合星,主星是靠得很近的一对联星—近得在2006年被哈伯太空望远镜拍到之前只能从对主星的重力拖曳上察觉到。
半人马座α:是一组由两颗黄矮星(半人马座αA和半人马座αB)组成的联星为主的三合星,另一颗远离的红矮星就是比邻星。A和B是物理联星,在一个最近距离11天文单位,最远距离36天文单位的离心轨道上互绕;比邻星在非常遥远的距离(~15,000天文单位)与A和B互绕着。但是这个距离相较于其他的恒星仍是非常的近,也仍然受到A和B的引力拘束著 。
HD 188753是位于天鹅座,距离地球149光年远的三合星系统。这个系统由黄矮星HD 188753 A、橙矮星HD 188753 B、和红矮星HD 188753 C组成;B和C成一个集团以156天的周期互绕,A的轨道周期则为25.7年。
四合星
半人马4
开阳:曾经是第一对联星,在1650年就被Giovanni Battista Riccioli发现 , ,但它可能在更早就被伽利略和Benedetto Castelli观测过。后来,光谱学揭露开阳A和开阳B本身也都是联星 。
HD 98800
五重星
天蝎座ν:由靠得很近,相距41弧秒的两群恒星组成的五重星。
91 Aquarii
参宿三
六重星
北河二(双子座α)
ADS 9731
参见
太阳系
聚星
行星系
外太阳系
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