1992年4月6日，天文學領域發生了一場小小的革命。它並非發生在山頂天文臺，而是在一個不太可能的地方——佐治亞州松山卡拉威花園酒店（海拔：820英尺）。天文學家聚集在那裡參加一個關於通常節奏緩慢的雙星研究課題的國際會議，這個領域中的發現往往需要數十年才能讓這些系統完成它們的軌道執行。當杜鵑花在春雨中盛開時，室內天文學家展示的結果指向一個驚人的結論，即即使是最年輕的恆星也經常被恆星伴星所環繞。這一認識是許多不同的人使用多種巧妙的技術和新裝置進行艱苦觀測的成果。在佐治亞州的那個早晨，這些眾多研究人員的獨立工作似乎神奇地結合在一起。
年輕恆星的雙星系統至少與年老恆星的雙星系統一樣普遍的發現似乎是合理的，但對於天文學家來說，這卻是一個震驚。大多數關於雙星形成的觀點都預測，恆星伴星是在恆星形成很久之後才產生或捕獲的；因此，最年輕的恆星應該以單星形式存在於太空中。這些理論不再具有說服力。然而，至少有一種關於雙星形成的觀點仍然符合最近的觀測結果。這可能是唯一能解釋宇宙中雙星系統如此豐富的原因。
太陽，一顆成熟的恆星，沒有已知的恆星伴星，儘管大多數與其年齡相仿的恆星都成群結隊地存在，由兩顆或更多顆恆星組成。1984年，勞倫斯伯克利實驗室的理查德·A·穆勒和他的同事假設太陽並非真正意義上的單星，而是有一個遙遠的伴星圍繞它執行，週期約為3000萬年。他推斷，這個看不見的鄰居的引力可能會擾亂太陽系最外層物質的環繞運動，每次該恆星靠近時，都會向內行星傳送彗星雨。穆勒認為，這種效應可能解釋了週期性的大滅絕：太陽的伴星產生的彗星大約每3000萬年就會撞擊地球一次，就像恐龍滅絕一樣，會消滅地球上的大部分生命。由於它的到來會引發如此廣泛的破壞，穆勒將這顆看不見的恆星稱為“復仇女神”。
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大多數科學家沒有接受穆勒的有趣想法。首先，已知最近的恆星（半人馬座阿爾法三星系統，距離4.2光年）距離太遠，無法透過引力與太陽束縛在一起。事實上，沒有天文證據表明太陽不是一顆單星，其最大的伴星（木星）的質量也比太陽本身小1000倍。但是，生活在圍繞孤立太陽執行的行星上會給我們帶來對宇宙的扭曲看法；我們傾向於認為單星是常態，而雙星一定是有些奇怪的。對於像太陽這樣的恆星來說，這被證明遠非事實。
雙星，有人要嗎？
1990年，日內瓦天文臺已故的安託萬·杜奎諾伊和米歇爾·梅耶完成了對附近雙星的詳盡的、為期十年的調查。他們考慮了太陽“G矮星”類中72光年範圍內的每一顆恆星，這是一個包含164顆主星的樣本，被認為是我們星系盤的代表。杜奎諾伊和梅耶發現，只有大約三分之一的這些系統可以被認為是真正的單星；三分之二的系統擁有質量超過太陽質量百分之一或約10個木星質量的伴星。
雙星系統具有廣泛的可變特徵。一些雙G矮星系統的恆星可能幾乎相互接觸；另一些系統則可能相距三分之一光年。接觸的恆星可能在不到一天的時間內繞彼此執行，而最廣泛分離的雙星可能需要數千萬年才能完成一次軌道執行。杜奎諾伊和梅耶表明，三合星和四合星G矮星比雙星稀少得多。他們統計了62個不同的雙星，7個三合星和2個四合星群。他們進一步確定，每個三合星和四合星組都具有分層結構，由一個相對較近的雙星圍繞著一個更遠的單星（形成三合星系統）或另一個近雙星（形成四合星系統）組成。遠處星對之間的距離需要至少是近雙星間隙的五倍，才能使該星群長期存在。間距較小的排列被稱為梯形系統，以獵戶座星雲中的一個年輕的四合星系統命名。這些排列在軌道上是不穩定的——它們最終會飛散。例如，如果一個三合星系統的三顆恆星靠得足夠近，它們往往會噴射出質量最小的恆星，留下一個穩定的星對。
因此，雙星似乎是規則，而不是例外。然而，這個結論並不意味著行星必然稀有。行星可以在雙星系統周圍執行，只要它圍繞其中一顆恆星附近或遠離兩者執行即可。想象一下生活在這樣一個世界，它在一個緊密結合的雙星的安全距離內執行，這兩顆恆星每隔幾天完成一次軌道執行。白天的天空將包含一對太陽，它們之間相隔很小的距離。日出和日落將非常迷人，因為先是一個發光的球體，然後是另一個發光的球體越過地平線。也可能發生其他奇怪的天體結構。例如，如果行星在與兩顆質量相等的恆星相同的平面內執行，那麼當兩顆太陽相互遮蔽時，它們會週期性地顯得合併在一起，短暫地將到達行星的合併陽光量減半。
恆星育嬰室
太陽大約在46億年前形成，其所謂的主序星壽命還剩下大約50億年。當它到達主序星末期時，它將膨脹成為一顆紅巨星，吞噬內行星。這種結構將有點類似於太陽曆史早期發生的一種結構，當時它擴充套件到遠遠超出目前的半徑。那時，在它收縮到目前的尺寸之前，太陽類似於金牛T型星，這種恆星可以在我們星系中恆星正在形成的區域看到。在它的金牛T型星階段，太陽的半徑大約是它目前測量值70萬公里的四倍。更早的時候，原太陽一定已經延伸到大約15億公里，或者是地球和太陽之間距離（1.5億公里，稱為天文單位，或AU）的10倍。
現在的金牛T型星為天文學家提供了一個瞭解太陽早期演化過程的機會。最近的金牛T型星位於兩個位置，即金牛座分子云和蛇夫座ρ分子云，兩者都距離地球約460光年。年輕恆星總是嵌入在如此塵埃瀰漫的氣體濃度中的事實有力地證明了它們的起源——恆星誕生於分子氫雲緻密核心的收縮和坍塌。
由於年輕恆星通常被塵埃籠罩，因此無論望遠鏡多麼強大，天文學家通常都很難在可見光下觀察到它們。但是，可以使用紅外波長很容易檢測到這些位置，紅外波長是附近恆星周圍受熱塵埃顆粒發射的特徵。因此，對恆星形成的理解進展在很大程度上取決於能夠感知紅外輻射的探測器的發展。在1992年佐治亞州舉行的會議上，首次展示了專門為探測金牛座和蛇夫座金牛T型星伴星而設計的幾項不同紅外巡天的結果。
現在在加州大學洛杉磯分校的安德烈婭·M·蓋茲和她的同事格里·F·諾伊格鮑爾和基思·馬修斯（均在加州理工學院）使用新的銻化銦陣列相機在五米海爾望遠鏡上拍攝了已知金牛T型星周圍區域的照片，波長接近紅外波長2.2微米。（可見光的波長介於約0.4至0.7微米之間。）蓋茲和她的同事使用所謂的散斑成像技術來最大限度地減少地球大氣層上方望遠鏡的波動引入的噪聲，發現他們樣本中幾乎一半的70顆金牛T型星顯示出恆星伴星。對於有限的分離範圍（約10至400 AU），這項研究表明，對於最年輕的系統，雙星的普遍程度是主序星的兩倍。海德堡馬克斯·普朗克天文研究所的克里斯托夫·萊納特也展示了一項近紅外散斑成像巡天的結果。萊納特和他的同事發現，他們檢查的106顆金牛T型星中有43顆有附近的伴星，再次表明這些恆星中的雙星比像我們太陽這樣的G矮星中的雙星更普遍。
德國維爾茨堡大學的漢斯·辛內克和沃爾夫岡·布蘭德納以及歐洲南方天文臺的博·雷普特使用高解析度數字相機與歐洲新技術望遠鏡相結合，以紅外波長（1微米）對160顆金牛T型星進行了成像。他們發現了28顆伴星，它們位於距離金牛T型星100至1,500 AU的位置，比在那個距離範圍內圍繞年長的太陽型恆星執行的伴星多約三分之一。
紐約州立大學石溪分校的米歇爾·J·西蒙以及陳文平（現任臺灣中央大學）和他們的同事報告了一種尋找年輕雙星的新方法。當月球經過或掩星一個遙遠的恆星系統時，仔細監測接收到的光線可以揭示兩個或多個光源的存在，因為首先是一顆恆星，然後是另一顆恆星滑到月球面的銳利邊緣後面。西蒙和陳的測量結果探測到的伴星比紅外成像可能探測到的伴星更靠近金牛T型星。他們的工作再次表明，很大一部分是雙星。威斯康星大學的羅伯特·D·馬修採用了一種更傳統的探測近雙星的方法，與杜奎諾伊和梅耶使用的方法相同。馬修使用光譜測量週期性多普勒頻移來表明，一些金牛T型星在1 AU範圍內有伴星。再一次，事實證明，在年輕的金牛T型星系統中，近距離雙星比在太陽型恆星系統中更常見。
理論探索
所有這些恆星伴星是如何形成的？為什麼它們如此豐富且如此早期地形成？在佐治亞州展示的大量關於年輕恆星的觀測結果表明，雙星必須在甚至在它們的主序前（金牛T型）階段之前就已形成。此外，雙星如此普遍的發現要求產生它們的機制——無論它是什麼——都必須非常有效。
原則上，雙星系統可能源於兩顆恆星靠得足夠近，以至於一顆恆星迫使另一顆恆星進入穩定的軌道。然而，這種事件的天體力學需要第三個天體的介入，以消除兩顆恆星之間過剩的運動能量，並將它們困在一個引力束縛的系統中。但是，這種三體遭遇太罕見了，無法解釋如此多的雙星。劍橋大學的凱茜·J·克拉克和詹姆斯·E·普林格爾研究了一種更可能的方式，即伴星可能配對在一起。他們研究了仍然被扁平的塵埃和氣體盤包圍的兩顆年輕恆星之間的引力耦合。這種幾何結構將比三體遭遇更常見，並且理論上可以消除恆星運動的足夠能量。但在他們的分析中，他們發現這種相互作用更有可能最終撕裂星周盤，而不是導致一顆恆星整齊地圍繞另一顆恆星執行。因此，這種修飾似乎對解釋雙星系統的存在沒有太大幫助。
捕獲機制的失敗迫使大多數天文學家思考可能更直接地形成雙星的過程。事實上，對這個概念的思考可以追溯到一個多世紀以前。1883年，開爾文勳爵提出雙星是由旋轉裂變產生的。基於對快速旋轉天體穩定性的研究，開爾文認為，當一顆恆星收縮時，它會越轉越快，直到分裂成雙星。天文學家現在知道，主序前恆星在接近氫燃燒主序星時會顯著收縮，但金牛T型星的旋轉速度不足以變得不穩定。此外，開爾文的裂變作用發生得太晚，無法解釋年輕恆星中雙星的頻率。印第安納大學的理查德·H·杜裡森和他的同事表明，裂變在理論上也失敗了——對這種不穩定性的合理計算表明，噴射出的物質最終會形成拖曳的螺旋形氣體臂，而不是一顆單獨的有凝聚力的恆星。
與一個世紀前的裂變理論相反，有一個只有十年曆史的創造雙星的想法，稱為碎片化。這個概念假設雙星誕生於緻密分子云在自身引力作用下坍塌並變成原恆星的階段。然後，遮蔽氣體和塵埃消散，一顆新形成的雙星（金牛T型星）出現。與較舊的雙星誕生理論相比，碎片化完全符合年輕恆星的最新觀測結果。
使碎片化成為可能原恆星坍塌在數十億年恆星壽命的尺度上相對突然地發生；這個事件發生在幾十萬年內。這種將瀰漫的雲團暴力轉變為緻密恆星的轉變，為單個天體分裂成幾個不同的成員提供了特殊的機會。天體物理學家已經確定了兩種可能起作用的機制。非常冷的雲可以直接分裂成雙星，而具有相當大旋轉的較暖雲可以首先沉澱成薄盤，然後隨著它們獲得更多質量或變得逐漸扁平而分裂。
多雲的想法
對碎片化理論的一個主要反對意見涉及原恆星雲中物質的分佈。以前認為這種物質是根據所謂的冪律分佈的。也就是說，雲團中心附近的物質濃度會非常高，密度會隨著距離的增加而迅速降低。然而，這個反對意見似乎最近已被使用亞毫米波長進行的高解析度射電觀測消除。去年，愛丁堡皇家天文臺的德里克·沃德-湯普森和他的同事確定了幾個預坍塌雲內部物質的分佈。他們發現密度遵循高斯（鐘形）分佈，而不是冪律。因此，當恆星系統開始形成時，物質不會那麼緊密地集中在一箇中心點。當時在加州大學洛杉磯分校的伊麗莎白·A·邁希爾和我分別表明，遵循冪律的雲團中心的高密度使得第二顆或第三顆恆星幾乎不可能合併。事實證明，使用初始高斯分佈更容易發生碎片化。
天體物理學家可以透過求解控制原恆星雲中氣體、塵埃和輻射流動的方程組來預測最終是否會形成多個碎片。計算非常複雜，需要精確的軟體和強大的計算機才能求解。我從1986年開始模擬具有高斯密度分佈的緻密雲的坍塌，發現只要滿足某些條件，碎片化就很容易發生。只要高斯雲具有足夠的旋轉以賦予雙星系統所需的角動量，並且預坍塌物質足夠冷（低於10開爾文）以使其熱能小於其引力能的一半左右，雲團就會在其引力收縮期間發生碎片化。對於在恆星育嬰室中發現的雲團來說，這些條件似乎沒有什麼特別之處。
最終形成雙星、三合星還是四合星系統取決於許多細節，包括原始雲團的三維形狀、它的塊狀程度以及可用的精確熱能和旋轉能量。一般來說，長球形或足球形的雲團傾向於形成分裂成雙星系統的棒狀結構，而更扁球形或煎餅形的雲團會扁平化成圓盤，然後分裂成多個成員。
人們認為坍塌分兩個獨立的步驟發生。第一階段產生半徑約為10 AU的原恆星。因此，第一階段的碎片化只能產生分離距離約為10 AU或更大的雙星系統。然後，這些天體經歷第二次坍塌，形成恆星尺寸的最終原恆星。劍橋大學的伊恩·A·邦內爾和馬修·R·貝特已經表明，碎片化也可能發生在第二次坍塌階段，這個過程可能導致形成分離距離與最接近的主序星相當的原恆星核。碎片化似乎能夠產生在年輕雙星中觀察到的整個分離範圍，從最接近的系統到最寬的系統。
棕矮星和巨行星
那麼，尋找質量更小的伴星呢？杜奎諾伊和梅耶提供的證據表明，多達10%的太陽型恆星與棕矮星束縛在一起，也就是說，它們擁有質量為太陽質量0.01至0.08倍的恆星伴星。棕矮星太小，無法像太陽那樣點燃氫，但質量可能足夠大，可以在形成後不久燃燒氘。在那之後，它們的輻射就會停止，它們會變得寒冷且極難探測。儘管杜奎諾伊和梅耶提供的證據很有趣，但儘管人們付出了許多努力來探測棕矮星，但迄今為止還沒有棕矮星的證實案例。行星伴星的搜尋也在進行中，儘管天文學家尚未發現令人信服的候選者。但是在未來十年，實驗技術應該會改進到可以探測到木星大小的行星（或者證明它們不存在）圍繞許多附近恆星執行的程度。檢查雙星還是將搜尋範圍限制在像太陽這樣的單星是一個懸而未決的問題；天文學家可能會將兩者都作為目標，以持續努力發現一個與我們自己的行星系統舒適地相似的行星系統。