双星的观测.docx

五双星的观测双星分“光学双星”和“物理双星”两大类两颗星从地球上观测，方向差得不多，在天球上的投影看上去相距很近，其实它们之间相距很 远，彼此没有物理联系这种双星称为光学双星比如摩羯脑（中文名牛宿二）就是一颗光学双 星，它的两颗子星摩羯座1和摩羯座％2的视星等分别是4.24等和3.57等，肉眼就可以看到，两 星相距仅377.7〃，但是它们在宇宙中的实际距离却很远i互间并无物理联系摩羯座％1和a2各 自分别是由四颗星组成的四合星光学双星的研究价值不大由于彼此的引力作用绕着它们共同的质量中心运行的双星叫做物理双星用望远镜观测时， 人眼直接能看出是两颗星的物理双星称術视双星”有些目视双星,其中较暗的子星甚至无法看 见，而精确测量较亮子星却可以发现它，相当于背景恒星移动的路径呈现波浪式的曲线，于是可以 判断有一颗看不见的伴星存在，人们常常把它们叫做天体测量双星，天狼星就是这方面的一个典型 例子：在望远镜分辨出它的伴星之前，就已经断定它是一颗双星了人眼通过望远镜不能分开，用 分光的方法才能分开的物理双星称为分光双星”分光双星的两个子星相互绕转时它们光谱的谱 线由于多普勒效应便发生有规律的位移，拍下它们在绕转不同时段的光谱，可以发现它们的光谱线 周期性地时而成双线时而成单线,这样的分光双星称为双谱分光双星，”又称“双线分光双星比 分光双星两个子星的光谱不都是能同时拍摄到的，对于主星光度超过伴星光度三倍的双星，就只能 拍摄到主星的光谱，如果增加曝光时间希望拍下伴星的光谱，那么主星光谱就会曝光过度而和伴星 光谱相混合，整个光谱将模糊不清。

这时研究主星的光谱，可以发现它的光谱线（单线）也作周期 性的移动，这样的分光双星称为单谱分光双星,又称“单线分光双星比有些双星虽然观测不到它 们谱线的多普勒位移，但是两子星的光谱分属差异很大的两个光谱型，明显属于两个不同的恒星， 这样的双星称为'光谱双星比当双星相互绕转的轨道面与我们视线的交角接近时，两子星就会 发生交食现象，双星亮度呈现周期性的变化，这样的物理双星称为“食双星称为“食变星比双星是天文学家重要的观测对象，当然也是20152075银河系中大约一半以上的恒星是双星系统的成员 天文爱好者重要的观测对象一般爱好者并不 拥有大型专业设备，对双星的观测研究会受到 不少限制，而适合于天文爱好者开展的双星观 测工作主要是对目视双星的观测目视双星观测项目之一是测定两子星间的 相对位置，以进一步确定双星的轨道（见右 图）两子星间的相对位置以子星间的角距离 P和位置角9来表征角距离P是天球上两子 5星间大圆弧的度数，以弧秒（角秒）为单位； 位置角9是两子星的连线与南北方向的夹角，2100 以主星即较亮子星游角的顶点（从这个意义上说，所谓“位置角”是指伴星相对于主星 室女座/双星轨道图，轨道周期68.88年的位置），自北沿逆时针方向计量0°〜360°。

选择口径尽可能大如15厘米以上）焦比1/15- 1/20的望远镜，再配备一只动丝测微目镜来测定^口9比右图是动丝测微目镜的示意图，在目镜的视场里可以 看到固定的十字丝（也称静丝购'和bb , cc'为动丝， E为测微器螺旋（螺距为毫米）旋动E,可使cc'相对 于bbf移动，位移量可从测微目镜上的标尺读出利用测微目镜测量时，需要事先确定螺旋值和零点206265F（角秒/毫米）螺旋值l定义为E转动一圈，即动丝前进或后退毫米对 应于天球上多大的角距：动丝测微目镜示意图式中F为望远镜焦距，以毫米为单位零点是指让动丝c从左边或右边向静丝b'移动，cc' 与bbf重合时为测微目镜标尺的读数从测微目镜中观测双星，可以利用其中一颗子星的视动方向来调整静丝使bb'与东西方 向平行使一颗子星A （比如主星）位于十字丝的中央（其实只要在bb'上即可），调整动丝cc' 到横贯另一子垦的位置，记下标尺读数然后使子星B位于十字丝的中央（此时也是只要在bb'北雨上即可），调整动丝c'到横贯子星A的位置，再记下标尺读数，求出两次读数之差〔重复几次上述的测定求出x的平1 i均值X , x即为两子星的角距）在南北方向的投影动丝测微 目镜具有可绕光轴旋转的转盘，盘上的刻度可准0到。

旋 转转盘使测微目镜绕光轴旋转0°,此时静丝bb'与东西方向平行以后进行与测定时类似的操作，算出的平均值y，iy即角距P在东西方向的投影（图）于是yP = x2 + y2，tan9 二 项原则x目视双星两子星的相对位置用目视方法观测双星，应当选择大气情况良好的夜晚进行爱好者初次观测双星，可以选择较 亮的、角距离较大的目视双星（参看附录）进行观测练习，待取得一定的观测经验后再选择较暗 的双星进行观测为了尽量把两个子星分开以便更清楚地观测它们，观测时一般选用望远镜和视宁 度所能允许的最高放大率双星轨道周期大多较长，有的在几十年左右，不少在百年、千年以上， 甚至还有万年以上的它们沿轨道运动得很慢，所以不必每夜观测，只要选择适当的时间间隔，比 如每隔15天甚至更长的时间间隔观测一次即可人们将双星的轨道按所取得的观测资料分为五级： 一级轨道，具有完整的二圈以上的观测资料；二级轨道，具有一圈以上的观测资料；三级轨道，具 有大半圈的观测资料；四级轨道，得到小半圈的观测资料；五级轨道，只得到占轨道的一小弧段或 者是处于轨道的平直部分的资料目前所建立的双星轨道，大部分为三级、四级或五级的，二级的 不多，只占百分之几,一级就更少了双星的运动特点决定了双星观测是一项历时弥久的观测项目， 一旦开始就应当作长期（几年、十几年甚至数十年）的连续不断的观测，只有这样才能掌握观测对 象的运动规律而可能有所发现。

角距在1〃〜5 〃之间的明亮双星已经有很多人进行过仔细的研究爱好者可以利用它们进行2观测练习那些亮于9.5等的目视双星，人们已经反复测定过它们的和° ；而暗于9.5等的目视 双星的P、°值却并不完整爱好者手边的望远镜，如果极限星等大2等，倒是值得去做一些 连续、系统的观测工作的观测结果记入下面的表中双星名称观测时间双星位置①严,8)P°天气状况②爱好者还可以对目视双星中的远距双星做照相观测特别是具备高质量长焦距望远镜和高跟踪 精度赤道仪的爱好者，在望远镜终端安装D照相机或数码相机，拍下双星的照片后，就可以在照 片上测定P和°的值照相方法受主观因素影响较小比目视方法客观，照片还可以长久保存便 于随时复查由角距离P和位置角°的观测值计算目视双星轨道要素的方法不止一感兴趣的读者可自行 查考有关材料星空中角距小爭的两颗星，肉眼不能把它们分辨开而被看成了一颗星通过望 远镜观测虽然可以大幅度地提高人眼的分辨能力，但是由于受到衍射的限制，也不能分辨角距过小 的两颗星对于光学上完全没有缺点的望远镜，根据瑞利判据可以写出它的最小分辨角为140"右“ = ~D~，式中D是望远镜的口径以毫米为单位，最小分辨角3的单位是角秒。

望远镜性能的 一个重要指标是它的最小分辨角从表达式可以看出望远镜的口径越大，越小，就能分辨P越小的双星这也是对用来观测双星的望远镜要求高质量、大口径、长焦距的原因从衍射限制角度 出发，只要能看清星像的衍射环，就算发挥了望远镜的最大潜能，继续增大放大率也就没有什么意140"义如果眼睛刚能分辨衍射环时望远镜的放大率为则n 二2'，所以n ~D如果望远镜 光学质量很好，为了充分挖掘望远镜的潜力可以把最高放大率取为D当以角秒为单位的双星角2'距数是s时，通过望远镜观测能被人眼分开所需的放大率n二〒二D，最高放大率取为s按照这一关系，一颗角距2〃的双星，放大率应为 120倍；而角距分别为〃和0.5〃的双星所 取放大率分别为40倍和480倍人们常用双星来检验望远镜的分辨角和光学质量，这应当是一种 可信度很高的检验手段对于P = 3的双星，两子星的星等相差不大才能被分辨开来亮度相差一个星等就会使测量比① 由星表中查出② 恒星星像衍射环最完整为一级，最差为五级较困难；亮度差得更多时，望远镜分辨双星就会更加困难比如天狼星两子星的亮度相差大约 星等，也就是说天狼A比天狼B要亮大约10000倍1844年德国天文学家贝塞尔根据天狼星自行的 波浪式起伏，曾预言天狼星有暗伴星存在862年，美国的阿尔万G •克拉克在测试他和父亲老 克拉克磨制的口径18. 5吋（47厘米）的物镜时，将透镜指向了天狼星，他发现在明亮的天狼星附 近居然有一颗在任何星图上都找不到的暗弱、微小的光点一一天狼这一发现不仅证实了贝塞尔 预言的正确性，还说明透镜的质量是极佳的有国外的爱好者报告用口径10厘米、f/15的小望 远镜观测到天狼星的伴星。

报告中说，当时“天空视宁度出奇的地优使用的放大率为50倍， 已经超出最高放大率200倍）尤其是观测当晚正值我国农历十五用轮满月当空，说明"这种观 测不需要黑暗的天空”另外，这位爱好者使用的望远镜光学质量一定是上乘还有爱好者用自己 的望远镜拍下了天狼星及其伴星的清晰照片（见下图天狼双星轨道周期为9.9年，两子星间的 角距从2〃左右到10〃左右变动着，目前它们的角距正在变大，并将在5年达到极大我国爱 好者手边如果有高质量的望远镜，可以开展对天狼星双星的观测国外天文爱好者拍摄的天狼星星像，放大8倍我们看到，通过双星的观测还可以估测夜天空的视宁度前面曾给出双星观测的记录表格，在 该表的表注中提到：恒星星像衍射环最完整为一级，最差为五级就是对视宁度的具体描述，可 供大家参考对食双星的观测可以归并到对变星的观测中去介绍，读者可以参见下一节中关于变星观测的内 容比较有名的双星表黒.G.Aitken编制的《双星新总表》，《双星总表》❷及《目视双星索引 星表》❸，此外我国及国外的专业天文工作者还编制了双星星历表，均可供大家观测双星时查考使 用观测双星最重大的意义在于可以据此计算出恒星的半径（通过对食双星的观测来测定）和质 量。

单个恒星的大小和质量的测定非常困难，即使测出，误差也较大而通过对双星运动情况的观 测，能够比较准确地测定它们的大小和质量，在此基础上，通过类比和统计的方法再求出其他恒星 的大小和质量可以认为，恒星大小和质量的测定与双星的观测有着密切的关系❶《New General Catalogue of Double S》1s932年版，简称ADS星表》包含17180对目视双星❷简称《BGC星表》包含13665对双星❸简称《DS星表》包含到南天球的共4246对双星。