是真的嗎，天箭座有一個星叫分光雙星

天箭座有一個星叫分光雙星是真的嗎？接下來八十八星座為你解答，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。

分光雙星
　　在天箭座有一個星叫分光雙星，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。因為這類雙星的兩顆子星間的距離很近，繞轉週期也很短〔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週期性的移位，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。

雙譜分光雙星
　　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。以軌道位相為橫座標，視向速度為縱座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（週期）、e（偏心率）、T（過近星點時刻）、（由升交點起算的近星點經度）、K（子星1的視向速度半變幅）、K（子星2的視向速度半變幅）、（公共質心的視向速度）、Msin和Msin（M和M為子星1與2的質量，為軌道傾角）、asin和asin（a為子星1繞公共質心軌道半長軸真長度，a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、K，質量函式f（M，M）就是和asin，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（如蝕雙星測光解、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軌道要素和蝕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。分光雙星的軌道週期有短到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射線資料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，由質量函式就可判知在X射線波段未測到的子星質量下限為15.6太陽質量。包含無線電脈衝星的密近雙星PSR1913+16的情況也很類似，由無線電脈衝頻率的變化可以分析出相應於SB1的無線電波段分光解。因此從某種意義上來說，可以把該雙星看作是無線電波段的分光雙星。

雙星意義
　　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，例如由無線電譜線位移、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。