共有包層和次矮星

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共有包層和次矮星之间的区别

共有包層 vs. 次矮星

共有包層 (common envelope，CE) 歸因於天文學的聯星在發展過程中短期 (數月至數年) 的相變，兩顆星中最大的一顆 (捐助者) 開始不穩定的將質量轉移給伴星。當捐助星的半徑更快速的擴張或是聯星的軌道不是很快速的縮小，質量的傳輸是不穩定的。因此，當捐助星充滿了洛希瓣，質量開始傳輸，並且恆星開始擴張而軌道因此縮小，導致更多的質量溢出洛希瓣，這加速了質量的傳輸，導致軌道收縮得更快，捐助者也膨脹得更快，等等。這會導致失控的動力學不穩定質量傳輸程序，結果是捐助星的包層將快速的膨脹，並吞噬掉伴星，因此才稱為共有包層。 一顆能形成共有包層的典型捐助星通常都是巨星，它有著巨大的對流層和緻密的，通常是簡併的核心。由於核心和包層在尺度上的差異，核心不會參與包層與共有包層的擴張，同時共有包層將包含兩個物體：捐助星遠來的核心和伴星。這兩個物體 (最初) 在共有包層內繼續它們的軌道運動。然而，它們被認為因為包層內氣體的拖曳力，這兩個物體將失去能量，而會將它們帶入更緊密的軌道，並且使軌道的實際速度增加 (因此這兩個物體的動能增加，但是它們的在聯星系統中位能的減少大於動能，所以最終的結果是能量損失)。 失去的軌道能量被假設史包層的溫度上升並使包層擴展，並且在共有包層階段結束時，可能是包層散逸至太空中，或是這兩個物體在包層內合併而沒有更多能量史包層繼續擴展或驅散包層。在這個階段，貴到在共有包層內的收縮被稱為旋入 (spiral-in)。 共有包層階段是密接聯星演化中一個重要，但依然了解不多的機制。許多天文物理的模型都使用如上所述的共有包層作為最後卡通劇情的結果。然而，隨著電腦能力的增強，我們開始使用流體動力學的代碼，完成共有包層的模型。儘管如此，即使這些計算使用了最昂貴的CPU，在我們能建立起完整的旋入和共有包層模型的細節之前，我們也只能選擇一些的情況，而不是普遍的對大量的恆星。 必須指出共有包層和密接聯星有很重大的不同點。雖然，這兩者的關係看起來相似，因此經常造成混淆。但前者只是上文所述的動力不穩定過程，典型的時間尺度只有幾年；而密接聯星是兩顆恆星穩定組態的一種聯星系統，典型的時間尺度是數百萬至數十億年。. 次矮星，有時標示為sd，是約克光譜分類系統中光度屬於VI的恆星，它們是絕對星等的光度比主序星低1.5至2等，但光譜型態相同的恆星。在赫羅圖上，次矮星的位置在主序帶的下方。 次矮星這個名詞是古柏在1939年創造的，是用來標示之前被稱為“中繼白矮星”，卻有著異常光譜的恆星。.

聯星

聯星是兩顆恆星組成，在各自的軌道上圍繞著它們共同質量中心運轉的恆星系統。有著兩顆或更多恆星的系統稱為多星系統。這種系統，尤其是在距離遙遠時，肉眼看見的經常是單一的點光源，要過其它的觀測方法，才能揭示其本質。過去兩個世紀的研究顯示，一半以上可見的恆星都是多星系統。 雙星（double star）通常被視為聯星的同義詞；然而，雙星應該只是光學雙星。之所以稱為光學雙星，只是因為從地球上觀察它們在天球上的位置，在視線上幾乎是相同的位置。然而，它們的"雙重性"只取決於這光學效應；恆星本身之間的距離是遙遠的，沒有任何共用的物理連結。通過測量視差、自行或徑向速度的差異，可以揭示它們只是光學雙星。 許多著名的光學雙星尚未進行充分與嚴謹的觀測，來確認它們是光學雙星還是有引力束縛在一起的多星系統。 聯星系統在天文物理上非常重要，因為它們的軌道計算允許直接得出系統的質量，而更進一步還能間接估計出半徑和密度。也可以從質光關係（mass-luminosity relationship，MLR）估計出單獨一顆恆星的質量。 有些聯星經常是在以可見光檢測到的，在這種情況下，它們被稱為視覺聯星。許多視覺聯星有長達數百年或數千年的軌道週期，因此還不是很了解它們的軌道。它們也可能通過其他的技術，例如光譜學（聯星光譜）或天體測量學來檢測。如果聯星的軌道平面正巧在我們的視線方向上，它與伴星會發生互相食與凌的現象；這樣的一對聯星會被稱為食聯星，或因為它們是經由光度變化被檢測出來的，而被稱為光度計聯星。 如果聯星系統中的成員非常接近，將會因為引力而相互扭曲它們的大氣層。在這樣的情況下，這些接近的聯星系統可以交換質量，可能會帶來它們在恆星演化時，單獨的恆星不能達到的階段。這些聯星的例子有大陵五、天狼星、天鵝座X-1（這是眾所皆知的黑洞）。也有許多聯星是行星狀星雲的中心恆星，和新星與Ia型超新星的祖恆星。.

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