分光雙星

分光雙星（spectroscopic binary star）是指通過對某天體譜線位置變化的觀測分析，能判斷出的雙星。因為這類雙星的兩顆子星間的距離很近，繞轉周期也很短〔大部分小於10天〕，因此，通過望遠鏡，用肉眼或照相方法都不能分辨出它們的兩顆子星。

根據多普勒效應，恆星接近我們運動時，其譜線便移向紫端，恆星遠離我們運動時，譜線便移向紅端．隨著兩子星的繞轉，恆星光譜的譜線便發生有規律的移動，據此，我們可以發現雙星。如果兩子星一顆亮，一顆暗，這是能看到一顆亮星的光譜線作周期性的移位，另一顆較暗的光譜線看不到，這樣也能發現雙星。這些方法發現的雙星都稱為分光雙星。

從子星視向速度的變化而判知的雙星。兩個子星譜線都已測得的叫雙譜分光雙星(又名雙線分光雙星)，只測到一子星譜線的叫單譜分光雙星(又名單線分光雙星)。前者一般可用簡寫符號SB2表示，後者可用SB1表示。以軌道位相為橫坐標，視向速度為縱坐標畫出的曲線稱為視向速度曲線。求解視向速度曲線可得分光雙星的軌道要素P（周期）、e（偏心率）、T（過近星點時刻）、ω（由升交點起算的近星點經度）、K1（子星 1的視向速度半變幅）、K2（子星 2的視向速度半變幅）、v0（公共質心的視向速度）、M1sin3i和M2sin3i（M1和M2為子星1與2的質量，i為軌道傾角）、a1sini和a2sini（a1為子星1繞公共質心軌道半長軸真長度,a2為子星2的相應量）,這是SB2的情況。如是SB1，可得軌道要素P、e、T、ω、K1、v0,質量函數f(M1,M2)就是和a1sini,其中下標1表示測得譜線子星，下標2表示未測譜線子星。SB2的軌道要素同用別的方法(如食雙星測光解、目視或干涉雙星軌道解、偏振法等)所得之值結合，可以得到兩子星各自的質量值，這是求恆星質量的最可靠和最基本方法之一。 SB2軌道要素和食雙星測光解結合還可求出兩子星的真半徑。分光雙星的上列軌道要素總起來稱為分光軌道解，簡稱分光解。

隨著研究的進展，原來的SB1可能變為SB2，例如大陵五、天箭座U等。

已發現的分光雙星為數約有 5,000，1978年出版的《分光雙星軌道要素》第七表列有 978個分光雙星的資料。分光雙星的軌道周期有短到82分鐘弱的(天箭座WZ)，有長到約88年的（蛇夫座70）。

在望遠鏡中，一般還不能直接分辨分光雙星的兩顆子星（成為目視雙星）。採用干涉測量法和掩星觀測等方法，才能分辨出愈來愈多的分光雙星的子星。

一般把分光雙星都看作為密近雙星。有的密近雙星中包含X射線脈衝星,雙星軌道運動多普勒效應使脈衝頻率有規律地漸增漸減，分析這種X射線數據可以仿照分光雙星得出相應於SB1的X射線波段分光解，例如半人馬座X-3在尚缺光學觀測資料的情況下，只有X射線資料已得出的分光解，由質量函數就可判知在X射線波段未測到的子星質量下限為15.6太陽質量。包含射電脈衝星的密近雙星PSR1913+16的情況也很類似，由射電脈衝頻率的變化可以分析出相應於 SB1的射電波段分光解。因此從某種意義上來說，可以把該雙星看作是射電波段的分光雙星。

分光雙星，特別是雙譜雙星,對於推求恆星質量、半徑等基本參量極為重要。單譜雙星也能對有關恆星的基本參量提供約束條件。分光雙星中所包含的恆星種類繁多，涉及的物理、演化等問題甚為廣泛。當前，還有大量的分光雙星尚待發現，採用物端稜鏡一類的新技術從事探測，效率較高。已發現的分光雙星中還有很大數量尚未求出可靠的分光解。可見光和照相波段以外的分光雙星，例如由射電譜線位移、X射線譜線位移、大氣外紫外譜線位移等反映軌道運動的分光雙星基本上是還待探索的新領域。雖然已在大麥哲倫雲中發現了雙譜分光雙星，而河外分光雙星的發現和研究還處在初始階段。

單線分光雙星single-line spectroscopic binary

一種光譜雙星，其中一顆星的譜線太微弱，所以在這對雙星的光譜上，只能看到另一顆恆星所產生的譜線。

單譜分光雙星是指通過對某天體譜線位置變化的觀測分析，從子星視向速度的變化而判知的雙星。

兩個子星譜線都已測得的叫雙譜分光雙星(又名雙線分光雙星)﹐只測到一子星譜線的叫單譜分光雙星(又名單線分光雙星)。能判斷出的雙星。因為這類雙星的兩顆子星間的距離很近，繞轉周期也很短〔大部分小於10天〕，因此，通過望遠鏡，用肉眼或照相方法都不能分辨出它們的兩顆子星。

分光雙星﹐特別是雙譜雙星﹐對於推求恆星質量﹑半徑等基本參量極為重要。單譜雙星也能對有關恆星的基本參量提供約束條件。分光雙星中所包含的恆星種類繁多﹐涉及的物理﹑演化等問題甚為廣泛。當前﹐還有大量的分光雙星尚待發現﹐採用物端稜鏡一類的新技術從事探測﹐效率較高。已發現的分光雙星中還有很大數量尚未求出可靠的分光解。可見光和照相波段以外的分光雙星﹐例如由射電譜線位移﹑X射線譜線位移﹑大氣外紫外譜線位移等反映軌道運動的分光雙星基本上是還待探索的新領域。雖然已在大麥哲倫雲中發現了雙譜分光雙星﹐而河外分光雙星的發現和研究還處在初始階段。

定義

雙譜分光雙星是指通過對某天體譜線位置變化的觀測分析，能判斷出的雙星。

依據

因為這類雙星的兩顆子星間的距離很近，繞轉周期也很短〔大部分小於10天〕，因此，通過望遠鏡，用肉眼或照相方法都不能分辨出它們的兩顆子星。根據多普勒效應，恆星接近我們運動時，其譜線便移向紫端，恆星遠離我們運動時，譜線便移向紅端．隨著兩子星的繞轉，恆星光譜的譜線便發生有規律的移動，據此，我們可以發現雙星。兩個子星譜線都已測得的叫雙譜分光雙星。

由於彼此的引力作用，繞著它們共同的質量中心運行的雙星叫做物理雙星。利用望遠鏡觀測時，人眼直接能看出是兩顆星的物理雙星稱為“目視雙星”。有些目視雙星，其中較暗的子星甚至無法看見，而精確測量較亮子星卻可以發現它，相當於背景恆星移動的路徑呈現波浪式的曲線，於是可以判斷有一顆看不見的伴星存在，人們常常把它們叫做天體測量雙星，天狼星就是這方面的一個典型例子：在望遠鏡分辨出它的伴星之前，就已經斷定它是一顆雙星了。人眼通過望遠鏡不能分開，用分光的方法才能分開的物理雙星稱為“分光雙星”。分光雙星的兩個子星相互繞轉時，它們光譜的譜線由於多普勒效應便發生有規律的位移，拍下它們在繞轉不同時段的光譜，可以發現它們的光譜線周期性地時而成雙線，時而成單線，這樣的分光雙星稱為“雙譜分光雙星”，又稱“雙線分光雙星”。分光雙星兩個子星的光譜不都是能同時拍攝到的，對於主星光度超過伴星光度三倍的雙星，就只能拍攝到主星的光譜，如果增加曝光時間希望拍下伴星的光譜，那麼主星光譜就會曝光過度而和伴星光譜相混合，整個光譜將模糊不清。這時研究主星的光譜，可以發現它的光譜線﹙單線﹚也作周期性的移動，這樣的分光雙星稱為“單譜分光雙星，又稱“單線分光雙星”。有些雙星雖然觀測不到它們譜線的多普勒位移，但是兩子星的光譜分屬差異很大的兩個光譜型，明顯屬於兩個不同的恆星，這樣的雙星稱為“光譜雙星”。當雙星相互繞轉的軌道面與我們視線的交角接近0°時，兩子星就會發生交食現象，雙星亮度呈現周期性的變化，這樣的物理雙星稱為“食雙星”，又稱為“食變星”。