密近双星

密近双星（ close binary star ），凡一子星影响另一子星演化的物理双星都可称为密近双星。实际上，人们常把分光双星和测光双星（后者包括食双星）统称为密近双星。肉眼可见的五车二、角宿一、大陵五、渐台二都是密近双星。密近双星是恒星世界中普遍存在的一种天体，有的可以提供可靠的物理参量；有的可以提供重要的恒星演化线索；有的可以通过两子星相互作用的各种表现，为研究恒星高低层大气结构、恒星内部密度分布、星周物质的特性、星风、吸积过程、质量交流等提供良好的机会。密近双星中出现的脉动变星、爆发变星、X射线源、射电源、白矮星、中子星(脉冲星)、B型发射星、A型特殊星、巨星、超巨星等，可为研究这类天体提供有利条件；聚星、星协、星团、行星状星云和河外星系中出现的密近双星，可以和这些天体系统的研究联系起来。

分类

食双星早在几十年前已按光变曲线形状分为三大类，即大陵五型，渐台二型和大熊座W型。分光双星中只测到一子星谱线的称为单谱分光双星，测得两子星谱线的叫双谱分光双星。随着仪器技术的进展，对一些单谱分光双星，也逐渐测到了双谱。如猎户座“四边形”中的食双星BM测定为双谱，解决了恒星早期演化黑洞问题；又如测定大陵五为双谱，大大提高了基本参量精度。根据理论分析，科帕尔在二十世纪五十年代提出把密近双星分成不相接双星（两子星都未充满其临界等位面，简称临等面）、半相接双星（只一子星充满其临等面）和相接双星（两子星都充满临等面）三种，现在这种分类法已被广泛采用，成为研究密近双星的重要基础。

密近双星中一子星充满其临等面时，它的物质应大规模地流向另一子星（如后者未充满其临等面），发生质量转移（更广义地说，叫质量交流），这对于密近双星的演化发生巨大影响。德意志联邦共和国的基彭哈恩与魏格特，波兰的帕琴斯基，捷克斯洛伐克的普拉维茨等在六十年代后期对密近双星的质量交流演化作了开创性的理论研究。如果两颗主序星组成的不相接双星中的一颗子星质量较大，则当这一子星演化到充满其临等面时（即开始作质量转移时），就会至少出现下列三种情况:它的中心氢仍在起核反应；或者其中心氢已“燃烧”完而中心氦尚未开始“燃烧”；或中心氦已“燃烧”完而碳尚未开始“燃烧”。这三种情况分别称为密近双星质量交流演化的甲种情况、乙种情况和丙种情况。从这些基本概念出发，天文学家在七十年代对多种形式的密近双星作了大量的理论计算。例如，在解释大陵五型食双星的“演化怪象”（即质量较小的子星看来演化得反而更快），解释“谜星”渐台二的基本参量，解释某些B型发射星双星，模拟某些X射线双星和射电脉冲星双星的演化史等工作中，都取得了令人鼓舞的成绩。不过，为了更好地说明实测现象，需要打破早先理论工作中的一系列简化假设的限制，例如计及子星的非球状、轨道的偏心率、总质量和总角动量的不守恒，计及星风和辐射压、自转和磁场、子星发生超新星爆发时的不对称性等等。密近双星演化的研究显然是一项艰巨而富有意义的工作。

理论方面

理论方面的重要任务是用密近双星的质量交流和质量流失的概念来解释某些食双星的变光周期的变化，解释某些食双星的气环的形成和变化以及许多包含矮新星、再发新星、新星的密近双星的爆发和射电双星现象等等。不少人已经不用质点力学而用流体力学的方法来处理密近双星中的物质交流问题。吸积盘的物理问题受到很多人的重视，应用来研究爆发双星和X射线双星进展很大。因引力波而改变密近双星轨道周期的问题也已开始研究。1978年，J.H.泰勒报告射电脉冲星双星PSR1913+16轨道周期缩短的观测值同引力波使轨道周期缩短的理论值非常符合，许多人认为这是第一次找到了引力波存在的实测证据。近年来对以大熊座 W为代表的相接双星的力学和物理问题的研讨也很热烈。某些密近双星（如天鹅座X-1）中可能存在“黑洞”的问题，密近双星和太阳活动、恒星活动的关系，两子星星风的相互作用等，早已或正在引起天文学家的重视和研究。

实测方面

二十世纪七十年代在密近双星实测研究方面进展很快。例如发现了X射线双星、X射线脉冲星双星（包括河外的）、射电双星、射电脉冲星双星、光学脉冲星双星和看来并不包含致密天体(如白矮星、中子星、黑洞)的X射线双星（如五车二、大陵五、猎犬座RS等）；确认在一定波段上视流量最强的稳定X射线源天蝎座X-1是分光双星；否定食双星V78是球状星团半人马座ω的成员（使极端星族Ⅱ中有否双星的问题被重新提出）；发现一批猎犬座RS型射电兼X射线双星；发现与大熊座W型迥然不同的早型大质量、高光度新型相接双星（如包含一对蓝超巨星的天鹅座V729）；测出经典的单谱分光双星中另一子星的谱线，确定这些双星是双谱双星；用偏振法求密近双星的轨道倾角；等等。