动，如果不是受地球自转影响的话，那就是说它很可能属于“分光双星（spectroscopic binary）”一类了；而它的周期就是来回移动的周期。当伴星的亮度也足够亮的时候，在光谱中同样会出现它的线纹。而当两颗星的谱型相同的时候，这两个相似的光谱现象就会呈相反的情况改变。当线纹是单的时候，就表示它们两者重叠了，而其他时候，线纹就是双的。

关于北斗星中的开阳有一个很有趣的巧合，那就是它既是第一颗被发现的目视双星，同时也是人类发现的第一颗分光双星。18**年，哈佛天文台率先发现这对目视双星中较亮一颗的光谱有时候是重复的，有的时候又是单的。人类的望远镜根本无法将这两颗星区分出来，它们的周期是20.5日，平均距离则稍远于天王星到太阳的距离。

在那之后，又有超过1000颗分光双星被发现，五车二、角宿一、北河二是这些星体中最亮的几颗。五车二周期是102日，组成它的两颗黄色星亮度相近。组成角宿一的两颗蓝色星，旋转速率为每秒130千米和210千米，这两颗靠得更近的星一周期为4日。肉眼中是一颗星，而在望远镜中是一对星的北河二因为每颗都是分光双星，所以实际上是4颗星。这种双星的变化略微复杂：周期短的时候只有几个小时，几乎连在一起；有时候周期需要数月，相信借助未来更为庞大的望远镜可以看出它们目视双星的身份。

在许多双星中，夫琅和费谱线的紫色中的H及K钙线，和黄色中的双D钠线这三条暗线是不随其他线移动的。有人认为这是星光在经过极稀薄的气体传达到地球的途中被吸收了。

一些天文学家认为，像太阳一样的单个恒星在整个星系中是属于少数的。而事实似乎也证明了这一点，因为双星非常多：大约四分之一的星是双星或者聚星。也许在知道了恒星本性的完满的叙述后我们就会理解为什么会有这么多的双星。还有一种学说引起了很多人的关注，那就是双星形成的分体学说。这个学说相信，一颗旋转的星可能会因此而分裂成两颗。造父双星的脉动也被归因于分体。一颗星分体之后就成为距离很近的分光双星，在相互的吸引力下，分离和旋转周期会有一定的增加，但是增加的量不足以使它们达到目视双星的程度。

这些学说的

正确性暂且不提，不过借助双星系统我们就可以测量到恒星的距离。计算目视双星的质量的算法是非常简单的：以弧秒为单位的两颗星间平均距离的立方，用以秒为单位的视差的立方与以年为单位的周期的平方的乘积来除，便得出两星质量之和。这种计算方法得到的质量是以太阳质量为单位的。前文介绍过，太阳质量和单个的恒星质量差距不大。因此我们把这个法则中质量的和看作是太阳的质量，当然这个值会因为双星的种类而有所增减，在计算双星的力学视差之后就可以得到比较准确的距离了。

食 双 星

当分光双星的距离十分近或者两颗星的轨道正对着我们的时候，就被称为“食双星”或“食变星”。在所有的食变星中最先被发现也是最著名的是英仙座中的“妖星”大陵五（Algol）（图79）。这颗星以约2日21小时为变光周期，可以说是非常守时了。在一个变光周期开始的两天半里，除非使用最精密的测量仪器，否则很难发现大陵五的亮度变化。不过在以后的5小时里，它的亮度会越来越暗，直到达到平常亮度的1/3。又经过5个小时的“蓄光”之后，它的亮度又恢复到了平常的水平。

这颗亮星有10个小时的显著变光期是因为它被暗弱的伴星食去了一部分。参照它的光恢复后立刻又接着衰落，我们认定这是偏食。而在全食的过程中，光会一直保持其最小的亮度。这样的现象与发生环食时前面的恒星不完全遮掩全部投影在后面的星的圆面上的现象也不同。发生环食的话，也会经常观察到最小光度，而且光的衰落与恢复性质也有区别。在其他的食双星中会发现有全食和食蚀的情况。在两次主要食之间，光也会发生一定程度的变化。有时这种变化是很明显的，特别是在暗星被亮星食去，即大概一半的时候。这些变化除了体现在食上之外，还表现在两星的形状不成球形上。这有两个原因，一是因为自转而造成的两极偏向扁化，二是相互的起浪潮让它们变成长形。

精确测量出食双星在变光全过程中的光度，再配合对光谱的观测，基本上就可以知道这两颗星以及它们的轨道了。通过这种方法得到的恒星大小与形状有着比较重要的价值，被认为是最大价值的数据（data）。天琴座β星、金牛座λ星、武仙座μ星、天秤座δ星是肉眼可见的星中除了大陵五以外的比较容易观测、变化程度相对较大的食双星。

分光双星有一种特殊的情形，就是蚀星系，它因为大多数时候轨道的边对着我们而著称。如果相对于恒星系统来看，它是没有变化的，但是它因为与我们看来本来没有变化的相近的双星交食而产生亮度的变化。

星团

在天界的路程中出现的星团并不是偶然的聚集，它们都是内部有