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恒星系统

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恒星系统或恒星系是少数几颗恒星在互绕的轨道上[1]受到引力吸引的约束。受引力约束的一大群恒星通常称为星团或星系，然而广义上讲，它们也是恒星系统。不要将恒星系统与行星系统相混淆，后者包括行星和类似的天体（如彗星）。

联星系统

主条目：联星

由两颗恒星组成的恒星系统被称为“联星”，“联星系统”或“物理双星”。如果没有潮汐效应，没有来自其它力的扰动，也没有从一颗恒星到另一颗恒星的质量转移，这样的系统是稳定的，并且两颗恒星都将无限期地以系统的质量中心为焦点，各自在椭圆轨道上运行[来源请求] （参见二体问题）。联星系统的例子有天狼星、南河三和天鹅座X-1，其中的最后一个可能是由恒星和黑洞组成。

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[2][3]。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[4]。

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[5]。如果这个系统出现埃文斯所谓的阶式模型[6]，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[7]。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。

艺术家绘制的HD 188753轨道想象图。这是一个三合星系统。

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[8]。 例如，在1999年修订的Tokovinin目录[3]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[9], §2.。

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。[8]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

三合星

主条目：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年被哈勃太空望远镜拍到之前只能从对主星的重力拖拽上察觉到。
  • 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的引力拘束着[10]。
  • 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

HD 98800是位于长蛇座TW星协中的一个四重星系统。

五重星

六重星

七重星

八重星

相关条目

注解

参考资料

  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 Tokovinin, A. A. MSC - a catalogue of physical multiple stars. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 1997-07, 124 (1) [2022-11-07]. Bibcode:1997A&AS..124...75T. ISSN 0365-0138. doi:10.1051/aas:1997181. （原始内容存档于2021-03-24）. 
  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的存档，存档日期2012-07-09, orig. ed. published by Nature Publishing Group, 2001.
  6. ^ Evans, David S. Stars of Higher Multiplicity. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 1968-12-01, 9 [2022-11-07]. ISSN 0035-8738. （原始内容存档于2023-03-26）. 
  7. ^ Dynamics of multiple stars: observations 互联网档案馆的存档，存档日期2006-09-19., A. Tokovinin, in "Massive Stars in Interacting Binaries", August 16–20, 2004, Quebec (ASP Conf. Ser., in print).
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  9. ^ Tokovinin, A. Statistics of multiple stars 21. 2004-08-01 [2022-11-07]. （原始内容存档于2023-03-26）. 
  10. ^ Wertheimer, Jeremy G.; Laughlin, Gregory. Are Proxima and α Centauri Gravitationally Bound?. The Astronomical Journal. 2006-11, 132 (5) [2022-11-07]. Bibcode:2006AJ....132.1995W. ISSN 0004-6256. arXiv:astro-ph/0607401 可免费查阅. doi:10.1086/507771. （原始内容存档于2022-11-09） （英语）. 
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外部链接

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