連星
2005年のハッブル宇宙望遠鏡による写真に写っている、よく知られた連星シリウス。中央にシリウスA、左下に白色矮星シリウスBが見える。

連星または連星系は、重力で結びついて互いの周りを公転している2 つの恒星の系です。連星は、恒星質量の直接測定や恒星進化の理論の検証が可能になるため、天体物理学において最も重要なオブジェクトの 1 つです。また、新星、Ia 型超新星、コンパクト天体の合体などの現象の元となることもあります。 [ 1 ]夜空の連星は、肉眼では 1 つのオブジェクトとして表示されますが、望遠鏡を使用すると別々の恒星として分解されることが多く、その場合は視認連星と呼ばれます。多くの視認連星は、数世紀または数千年と長い軌道周期を持っているため、軌道は不確かまたはよくわかっていません。それらは、分光法(分光連星) や天体測定法(天体測定連星) などの間接的な手法で検出されることもあります。連星が視線に沿った平面で公転している場合、その構成要素は互いを覆い隠し、通過します。これらの連星のペアは食連星と呼ばれ、周回しながら明るさが変化する他の連星とともに測光連星と呼ばれます。

連星系を構成する要素が十分に接近している場合、互いの恒星大気を重力によって歪ま​​せることがあります。場合によっては、これらの近接連星系は質量を交換し、単独の恒星では到達できない進化段階に至ることがあります。連星系の例としては、シリウスやはくちょう座X-1（はくちょう座X-1はよく知られたブラックホール）が挙げられます。連星系は多くの惑星状星雲の核としてもよく見られ、新星とIa型超新星の両方の起源となります。[ 2 ]

発見

二重星、つまり互いに接近して見える一対の星は、望遠鏡の発明以来観測されてきました。初期の例としては、ミザールとアクルクスが挙げられます。北斗七星（おおぐま座）のミザールは、 1650年にジョヴァンニ・バッティスタ・リッチョーリによって二重星として観測されました[ 3 ] [ 4 ]（おそらくそれ以前にベネデット・カステッリとガリレオによっても観測されていました）。[ 5 ]南十字星の明るい南の星アクルクスは、1685年にフォントネー神父によって二重星として発見されました[ 3 ]

星のペアが単なる光学的な配置以上のものであるという証拠は、1767年にイギリスの自然哲学者で聖職者でもあったジョン・ミッチェルが初めて統計学を星の研究に応用した際に明らかになった。彼は論文の中で、完全にランダムな分布と偶然の配置では説明できないほど多くの星がペアやグループで存在することを実証した。彼はプレアデス星団に研究の焦点を当て、このような密集した星の集団が見つかる確率は約50万分の1であると計算した。彼は、これらの二重星系または多重星系の星々は重力によって互いに引き寄せられている可能性があると結論付け、連星や星団の存在を示す最初の証拠を提示した。[ 6 ]

ウィリアム・ハーシェルは1779年に二重星の観測を開始し、近くの星と遠くの星が対になっているのを見つけ、地球が太陽の周りを回るにつれて近くの星の位置が変化する（視差を測定）のを観測して近くの星までの距離を計算できることを期待していました。彼はすぐに約700個の二重星のカタログを出版しました。[ 7 ] [ 8 ] 1803年までに、彼は25年間にわたって多数の二重星の相対的な位置の変化を観測し、視差の変化を示すのではなく、二重星は連星系で互いの周りを回っているように見えるという結論に達しました。 [ 9 ]連星の軌道が初めて計算されたのは1827年で、フェリックス・サヴァリがおおぐま座Xi Ursae Majorisの軌道を計算した時でした。[ 10 ]

長年にわたり、さらに多くの二重星がカタログ化され、測定されてきました。2017年6月現在、米国海軍天文台がまとめた可視二重星のデータベースであるワシントン二重星カタログには、可視二重星だけでなく連星も含め、10万組以上の二重星が掲載されています[ 11 ]。これらの二重星のうち、軌道が分かっているのはわずか数千個です[ 12 ] 。

語源

バイナリーという用語は、1802年にウィリアム・ハーシェル卿によって初めてこの文脈で使用され、 [ 13 ]次のように書いています。[ 14 ]

逆に、もし二つの星が本当に非常に近くに位置し、同時に隣接する星の引力によって実質的に影響を受けないほど隔離されているとしたら、それらは別々の系を構成し、互いの引力によって結びついたままになります。これは真の二重星と呼ばれます。このように相互につながった二つの星は、これから考察する連星系（恒星系）を形成します。

現代の定義では、連星という用語は一般的に、共通の重心の周りを公転する2つの星のペアを指します。望遠鏡や干渉計によって分離できる連星は、視認連星と呼ばれます。[ 15 ] [ 16 ]既知の視認連星のほとんどは、まだ1回転が完全に観測されておらず、むしろ曲線または部分的な円弧に沿って移動したことが観測されています。[ 17 ]

食連星。主星（中央）に対する小さな副星の位相が異なる様子がわかる。

より一般的な用語である二重星は、空で互いに接近して見える星のペアを指す。[ 13 ]この区別は英語以外の言語ではほとんど行われない。[ 15 ]二重星は連星系である場合もあれば、空で接近して見えるものの太陽からの実際の距離が大きく異なる2つの星である場合もある。後者は光学的二重星または光学的ペアと呼ばれる。[ 18 ]

分類

連星系HD 106906の周囲に存在するガスと塵のエッジオンディスク

観察方法

連星は観測方法によって4つのタイプに分類されます。肉眼で観測する方法、分光学的に観測する方法、日食によって引き起こされる明るさの変化によって測光的に観測する方法、目に見えない伴星によって引き起こされる星の位置のずれを測定することによって測光的に観測する方法です。 [ 15 ] [ 19 ]連星はこれらのクラスの複数に属することができます。たとえば、分光連星のいくつかは食連星でもあります。

ビジュアルバイナリ

視認連星とは、二つの星の角度の差が十分に大きく、望遠鏡や高倍率の双眼鏡でも二重星として観測できる連星のことです。望遠鏡の角度分解能は視認連星の検出において重要な要素であり、連星観測により高い角度分解能が適用されるほど、視認連星の検出数は増加するでしょう。二つの星の相対的な明るさも重要な要素であり、明るい星のグレアによって、より暗い星の存在を検出することが困難になる場合があります。

視認連星では、明るい方の星が主星、暗い方の星が伴星とみなされます。一部の文献（特に古い文献）では、暗い伴星は「カムス」（複数形はcomites、伴星）と呼ばれます。両星の明るさが同じ場合は、主星の発見者による命名が慣例的に採用されています。[ 20 ]

主星に対する伴星の位置角と、2つの星間の角距離が測定される。観測時刻も記録される。一定期間にわたって十分な数の観測が記録された後、それらは主星を原点とする極座標にプロットされ、これらの点を通る、ケプラーの面積法則を満たす最も確からしい楕円が描かれる。この楕円は見かけの楕円と呼ばれ、主星に対する伴星の実際の楕円軌道を天球面に投影したものである。この投影された楕円から軌道の完全な要素が計算されるが、星の視差、すなわち系の距離が既知でない限り、長半径は角度単位でしか表すことができない。 [ 16 ]

スペクトル連星

アルゴルBはアルゴルAを周回します。このアニメーションは、近赤外線HバンドのCHARA干渉計の55枚の画像を軌道位相順に並べたものです。

連星の唯一の証拠が、その放射光に現れるドップラー効果から得られる場合もあります。このような場合、連星は2つの恒星で構成され、それぞれの恒星から放射される光のスペクトル線は、共通の重心の周りを共通の軌道周期で公転する中で、恒星が地球に近づくにつれて青にシフトし、地球から遠ざかるにつれて赤にシフトします。

これらの連星系では、恒星間の距離は通常非常に小さく、公転速度は非常に高速です。軌道面が視線に対して垂直でない限り、公転速度は視線方向の成分を持ち、観測される連星系の視線速度は周期的に変化します。視線速度は、分光計を用いて恒星のスペクトル線のドップラーシフトを観測することで測定できるため、このようにして検出された連星は分光連星と呼ばれます。これらのほとんどは、既存の最高分解能の望遠鏡を用いても、視覚連星として分離することはできません。

一部の分光連星では、両方の恒星からのスペクトル線が観測され、スペクトル線は交互に二重線と単線になります。このような連星系は二重線分光連星（しばしば「SB2」と表記されます）として知られています。一方、一方の恒星のスペクトル線のみが観測され、スペクトル線が周期的に青から赤へ、そしてまた青に戻るように変化する連星系もあります。このような連星系は単線分光連星（「SB1」）として知られています。

分光連星の軌道は、連星系の一方または両方の構成要素の視線速度を長期間にわたって観測することによって決定されます。観測結果は時間に対してプロットされ、得られた曲線から周期が決定されます。軌道が円軌道の場合、曲線は正弦曲線になります。軌道が楕円軌道の場合、曲線の形状は楕円の離心率と視線に対する長軸の向きに依存します。

軌道長半径aと軌道面傾斜角iを個別に決定することは不可能である。しかし、軌道長半径と傾斜角の正弦の積（すなわちa sin i）は、線形単位（例えばキロメートル）で直接決定することができる。食連星の場合のように、 aまたはiのいずれかを他の方法で決定できる場合、軌道の完全な解が得られる。[ 21 ]

視認連星と分光連星の両方の役割を果たす連星は稀であり、発見されれば貴重な情報源となります。約40個が知られています。視認連星は、多くの場合、真の間隔が数十年から数世紀と大きく、そのため、分光的に測定するには軌道速度が小さすぎます。一方、分光連星は互いに接近しているため、軌道上を高速で移動します。通常、視認連星として検出するには近すぎます。したがって、視認と分光の両方が可能な連星は、地球に比較的近い位置にあると考えられます。

食連星

食連星とは、2つの恒星の軌道面が観測者の視線と非常に近い位置にあるため、互いに食を起こす連星系である。[ 22 ]連星系が分光連星でもあり、かつ系の視差が既知である場合、その連星は恒星の解析において非常に貴重な情報となる。ペルセウス座の三重星系であるアルゴルは、食連星の最もよく知られた例である。

この動画は、食連星系の想像図です。2つの星が互いの周りを周回するにつれて、互いの前を通過し、遠くから見ると、それらの合計輝度は減少します。

食連星は変光星であるが、これは個々の構成要素の光が変化するからではなく、食が起こるからである。食連星の光度曲線は、実質的に一定の光度を示す期間と、一方の星がもう一方の星の前を通過する際に周期的に強度が低下する期間を特徴とする。公転中に明るさが低下するのは2回で、1回は伴星が主星の前を通過するとき、もう1回は主星が伴星の前を通過するときである。2回の食のうち、より深い食は、どちらの星が掩蔽されているかに関わらず主星と呼ばれ、2回目の浅い食も起こる場合は、副食と呼ばれる。明るさの低下の大きさは、2つの星の相対的な明るさ、掩蔽されている星が隠れている割合、そして星の表面輝度（すなわち実効温度）に依存する。通常、より高温の星が掩蔽されることが主食を引き起こす。[ 22 ]

食連星の公転周期は光度曲線を研究することで決定でき、個々の星の相対的な大きさは、最も近い星の円盤が他の星の円盤の上を滑るときの明るさの変化の速さを観察することで、軌道半径の観点から決定できます。[ 22 ]分光連星でもある場合は、軌道要素も決定でき、星の質量も比較的簡単に決定できるため、この場合は星の相対密度を決定できます。[ 23 ]

1995年頃から、8メートル級の望遠鏡を用いて銀河系外食連星の基本パラメータの測定が可能になりました。これにより、標準光源よりも高精度な外部銀河までの距離直接測定が可能になりました。[ 24 ] 2006年までに、大マゼラン雲、小マゼラン雲、アンドロメダ銀河、さんかく座銀河までの距離直接推定に利用されました。食連星は、銀河までの距離を5%という精度で直接測定する手段を提供します。[ 25 ]

測光によって検出できる非食連星

近傍の非食連星は、恒星同士が互いにどのように影響し合うかを観測することで、3つの方法で測光的に検出することができます。1つ目は、恒星が伴星から反射する余分な光を観測することです。2つ目は、伴星による恒星の形状の変形によって引き起こされる楕円形の光の変化を観測することです。3つ目は、相対論的なビーミングが恒星の見かけの等級にどのように影響するかを観測することです。これらの方法で連星を検出するには、正確な測光が必要です。[ 26 ]

天文連星

天文学者たちは、何もない空間を周回しているように見える恒星を発見しました。天文連星とは、比較的近い距離にある恒星で、目に見える伴星を持たずに、空間の一点の周りを揺らめいているように見えるものです。通常の連星に用いられるのと同じ数学を用いて、失われた伴星の質量を推定することができます。伴星は非常に暗く、現在は検出できないか主星のまぶしさに隠れている可能性があります。あるいは、中性子星のように電磁放射をほとんど、あるいは全く放射しない天体である可能性もあります。[ 27 ]

目に見える恒星の位置は、対応する恒星からの重力の影響により、注意深く測定され、変化していることが検出されます。恒星の位置は、より遠くの恒星と比較して繰り返し測定され、周期的な位置ずれがないか確認されます。通常、この種の測定は、10 パーセク以内など、近くの恒星に対してのみ行うことができます。近くの恒星は固有運動が比較的大きいことが多いため、天文観測上の連星は、空を横切って 揺れ動く軌道を描いているように見えます。

伴星が十分に質量を持ち、恒星の位置を観測可能なほど変化させる場合、その存在を推測することができます。十分に長い期間にわたる可視恒星の運動を精密に天文測定することで、伴星の質量と公転周期に関する情報を決定することができます。 [ 28 ]伴星が目に見えなくても、ケプラーの法則を用いた観測から系の特性を決定することができます。[ 29 ]

この連星検出法は、恒星を周回する太陽系外惑星の発見にも用いられ ます。しかし、質量比の大きな差と、惑星の公転周期が通常長いため、この測定には極めて厳しい要件が求められます。恒星の位置変化の検出は非常に精密な科学であり、必要な精度を達成するのは困難です。宇宙望遠鏡は地球の大気によるぼやけの影響を回避できるため、より正確な解像度が得られます。

システムの構成

分離した連星系
分離型
半分離連星系
半戸建て住宅
連星系との接触
接触
質量比が 3 の連星系の構成。黒い線は、内部臨界ロッシュ等電位、ロッシュ ローブを表します。

もう一つの分類法は、星の大きさに対する星間の距離に基づいている。[ 30 ]

分離連星とは、それぞれの構成要素がロッシュローブ（恒星自身の重力が他の構成要素の重力よりも大きい領域）内にある連星です。主系列にある間は、恒星同士は互いに大きな影響を与えず、基本的に別々に進化します。ほとんどの連星はこのクラスに属します。

半分離連星とは、連星の一方の構成要素が連星のロッシュローブを満たし、もう一方の構成要素が満たさない連星のことである。この相互作用連星では、ロッシュローブを満たす構成要素（ドナー）の表面からガスが、もう一方の降着する恒星へと輸送される。この質量輸送が連星系の進化を支配している。多くの場合、流入するガスは降着源の周囲に降着円盤を形成する。

接触連星は、連星を構成する両方の恒星がロッシュ・ローブを埋め尽くすタイプの連星です。恒星大気の最上層は、両方の恒星を取り囲む共通のエンベロープを形成します。エンベロープの摩擦によって軌道運動が減速されるため、最終的には2つの恒星が合体する可能性があります。[ 31 ]おおぐま座W星がその一例です。

激変星とX線連星

芸術家による、激変する変動システムの構想

連星系に白色矮星、中性子星、ブラックホールなどのコンパクト天体が含まれる場合、もう一方の（ドナー）星からのガスがコンパクト天体に降着することがあります。これにより重力による位置エネルギーが解放され、ガスは高温になり、放射線を放出します。コンパクト天体が白色矮星である激変星は、このような連星系の例です。 [ 32 ] X線連星では、コンパクト天体は中性子星またはブラックホールのいずれかです。これらの連星は、ドナー星の質量に応じて低質量連星と高質量連星に分類されます。高質量X線連星には、若い早期型の高質量供与星が含まれ、その恒星風によって質量を伝達します。一方、低質量X線連星は、晩期型の供与星または白色矮星からのガスがロッシュ・ローブからあふれ、中性子星またはブラックホールに向かって落下する、半分離連星です。[ 33 ]おそらく最もよく知られているX線連星の例は、高質量X線連星の白鳥座X-1です。白鳥座X-1では、見えない伴星の質量は太陽の約9倍と推定されており、[ 34 ]中性子星の理論上の最大質量に関するトールマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界をはるかに超えています。そのため、ブラックホールであると考えられており、これが広く信じられた最初の天体でした。[ 35 ]

軌道周期

公転周期は1 時間未満 ( AM CVn 星の場合)、または数日 ( β 瓜座の構成要素) になることもありますが、数十万年 ( α ケンタウリABの周囲のプロキシマ ケンタウリ) になることもあります。

周期の変化

アップルゲート機構は、特定の食連星に見られる長期的な軌道周期変動を説明する。主系列星が活動周期を経るにつれ、星の外層は磁気トルクの影響を受け、角運動量の分布が変化し、その結果、星の扁平率が変化する。連星系における星の軌道は重力によって形状変化と結びついており、周期は活動周期（典型的には数十年程度）と同じ時間スケールで変動する（典型的には∆P/P ~ 10 −5程度）。[ 36 ]

一部のアルゴル連星で観測されるもう一つの現象は、単調な周期増加です。これは、アップルゲート機構によって説明される、はるかに一般的な周期増加と周期減少の交互観測とは全く異なります。単調な周期増加は、質量移動に起因すると考えられており、通常は（しかし常にそうとは限りませんが）質量の小さい恒星から質量の大きい恒星への質量移動です[ 37 ] 。

指定

AとB

連星系ARスコーピウスの想像図

連星の構成要素は、連星系の名称に接尾辞AとBを付して表される。Aは主星、B は伴星を表す。ABという接尾辞は、連星全体を表すために使用されることもある（例えば、連星 α Centauri AB は、α Centauri A と α Centauri B の 2 つの星から構成される）。2 つ以上の星からなる連星系には、C、Dなどの追加の文字が使用されることもある。[ 38 ]連星系にバイエル記号が付けられ、互いに大きく離れている場合、ペアの構成要素に上付き文字が使用されることもある。例えば、 ζ 1 Reticuli と ζ 2 ReticuliからなるZeta Reticuliが挙げられる。[ 39 ]

発見者の称号

二重星は、発見者を示す略語と指数で指定されることもある。[ 40 ]例えば、ケンタウリα星は1689年にリショー神父によって二重星であることが発見され、RHD 1と命名された。[ 3 ] [ 41 ]これらの発見者コードはワシントン二重星カタログに記載されている。[ 42 ]

熱いのと冷たいの

連星系内の二次星は、主星に対する相対的な温度に応じて、 高温伴星または低温伴星と呼ばれることがあります。

例:

進化

高温高質量連星の進化の想像図

質量移動と集積

近接連星は、一方の恒星がロッシュローブを満たす際に、一方の恒星からもう一方の恒星へ物質を移動させることで相互作用することが多く、このプロセスによって両方の恒星の進化の経路が劇的に変えられ、X線連星やIa型超新星などの現象を引き起こす可能性があります。[ 51 ]

形成

2つの単独恒星間の重力捕獲によ​​って連星が形成される可能性は否定できないが、そのような事象の発生確率が非常に低いこと（エネルギー保存則により、単一の重力天体が別の重力天体を捕獲することは不可能であるため、実際には3つの天体が必要である）と、現在存在する連星の数の多さを考えると、連星系が主要な形成過程である可能性は低い。主系列にまだ達していない恒星からなる連星系の観測は、連星系が星形成中に発達するという理論を裏付けている。原始星形成中の分子雲の分裂は、連星系または多重星系の形成に対する妥当な説明である。[ 52 ] [ 53 ]

3 つの星の質量が同程度である三体問題の結果は、最終的に 3 つの星のうちの 1 つが連星系から放出され、それ以上大きな摂動がなければ、残りの 2 つが安定した連星系を形成するということになります。

質量移動と集積

主系列星は進化の過程で大きさが増し、ある時点でロッシュ・ローブを超えることがある。これは、その物質の一部が伴星の重力が自身の重力よりも大きい領域に進出することを意味する。 [ 54 ]その結果、ロッシュ・ローブ・オーバーフロー（RLOF）と呼ばれるプロセスによって、直接の衝突によって吸収されるか、降着円盤によって吸収され、ある星から別の星へと物質が移動する。この移動が起こる数学的な点は、第一ラグランジュ点と呼ばれる。[ 55 ]降着円盤が連星の最も明るい（そのため、時には唯一目に見える）要素であることは珍しくない。

恒星がロッシュ・ローブの外側であまりにも速く成長し、豊富な物質が他の構成要素に移行できない場合、物質は他のラグランジュ点を通って、または恒星風として系から出て行き、両方の構成要素から事実上失われる可能性もあります。[ 56 ] 恒星の進化はその質量によって決まるため、その過程は両方の伴星の進化に影響を与え、単独の恒星では到達できない段階を作り出します。[ 57 ] [ 58 ] [ 59 ]

食三連星アルゴルの研究は、恒星進化論におけるアルゴルのパラドックスにつながった。連星の構成要素は同時に形成され、質量の大きい星は質量の小さい星よりもはるかに速く進化するにもかかわらず、質量の大きいアルゴルAはまだ主系列にあり、質量の小さいアルゴルBは進化の後の段階にある準巨星であることが観察された。このパラドックスは質量移動によって解決できる。質量の大きい星が準巨星になったとき、ロッシュ・ローブを満たし、質量の大部分はまだ主系列にあるもう一方の星に移動した。アルゴルに似たいくつかの連星では、実際にガスの流れが見られる。[ 60 ]

逃走星と新星

うみへび座V星からのプラズマ噴出の想像図

遠く離れた連星系が、外部からの摂動によって、その生涯の間に重力接触を失う可能性もある。その場合、各構成要素は独立した恒星へと進化する。また、2つの連星系が接近すると、両系の重力が破壊され、一部の恒星が高速で弾き出され、暴走恒星となることもある。[ 61 ]

白色矮星がロッシュ・ローブから溢れ出るほど近い伴星を持つ場合、白色矮星は恒星の外層大気からガスを着実に集める。集められたガスは白色矮星の強い重力によって表面に凝縮され、圧縮され、さらに物質が引き込まれるにつれて非常に高温に加熱される。白色矮星は縮退物質で構成されているため熱にほとんど反応しないが、集められた水素は反応する。水素の核融合はCNOサイクルを通じて表面で安定的に起こり、この過程で放出される膨大なエネルギーが白色矮星の表面から残りのガスを吹き飛ばす。その結果、新星と呼ばれる非常に明るい光の爆発が起こる。[ 62 ]

極端な場合、この現象は白色矮星の質量がチャンドラセカール限界を超え、恒星全体を破壊する超新星爆発を引き起こす可能性があり、これもまた暴走現象のもう一つの原因となり得る。 [ 63 ] [ 64 ]このような現象の一例として、ティコ・ブラーエによって観測された超新星SN 1572が挙げられる。ハッブル宇宙望遠鏡は最近、この現象の残骸を撮影した。

天体物理学

天体物理学的重要性

連星系は、軌道力学によって恒星の質量と半径を高精度に決定できるため、恒星の基本的な性質を測定するための重要な実験室です。また、連星系は、重力波の発生源となる中性子星連星やブラックホール連星といった特異な天体の生成にも重要な役割を果たしています。[ 65 ]

連星は、天文学者にとって遠方の恒星の質量を決定する最良の方法を提供します。連星間の重力的な引力により、恒星は共通の重心の周りを公転します。視覚的に見える連星の軌道パターン、または分光連星のスペクトルの時間変化から、例えば連星質量関数を用いて、連星の恒星の質量を決定することができます。このようにして、恒星の外観（温度と半径）と質量の関係を見つけることができ、非連星の質量を決定することが可能になります。

恒星の多くは連星系に存在するため、連星系は恒星の形成過程を理解する上で特に重要です。特に、連星系の周期と質量は、系内の角運動量の量を教えてくれます。角運動量は物理学において保存量であるため、連星系は恒星が形成された条件に関する重要な手がかりを与えてくれます。

連星の質量中心の計算

単純な連星の場合、最初の星の中心から質量中心または重心までの距離r 1は次のように表される。

r1＝1つの⋅メートル2メートル1+メートル2＝1つの1+メートル1メートル2、{\displaystyle r_{1}=a\cdot {\frac {m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}={\frac {a}{1+{\frac {m_{1}}{m_{2}}}}},}

どこ

  • aは2つの恒星の中心間の距離であり、
  • m 1とm 2は2つの星の質量です。

一方の天体が他方の天体を周回する軌道の長半径をaとすると、r 1は一方の天体が質量中心または重心を周回する軌道の長半径であり、r 2 = a − r 1は他方の天体が質量中心を周回する軌道の長半径である。質量中心がより質量の大きい天体の内部に位置する場合、その天体は明確な軌道を描くのではなく、揺れているように見える。

重心アニメーション

赤い十字はシステムの重心を示しています。これらの画像は、特定の現実のシステムを表すものではありません。

(a) 質量が等しい2つの物体が共通の重心、つまり重心の周りを周回している(b) 質量の異なる2つの天体が共通の重心の周りを公転している、カロン・冥王星系のような天体
(c) 質量に大きな差がある2つの天体が共通の重心の周りを公転している（地球-月系に似ている） （d）質量差が極端に大きい2つの天体が共通の重心の周りを公転している（太陽地球系に似ている）
(e) 質量が等しい2つの物体が共通の重心の 周りを楕円軌道で周回する

研究結果

種族Iの主系列星の多重度尤度[ 66 ]
質量範囲 多重度頻度 平均的な仲間
≤ 0.1  M ☉22%+6% −4%0.22+0.06 −0.04
0.1～0.5  M ☉26% ± 3%0.33 ± 0.05
0.7～1.3  M ☉44% ± 2%0.62 ± 0.03
1.5～5  M ☉≥ 50% 1.00 ± 0.10
8～16ヶ 月☉≥ 60% 1.00 ± 0.20
≥ 16  M ☉≥ 80% 1.30 ± 0.20

天の川銀河系の恒星系の約3分の1は連星系または多重星であり、残りの3分の2は単独の恒星であると推定されています。[ 67 ]通常の恒星の多重星の頻度は、恒星質量の単調増加関数です。つまり、構成要素の質量が増加するにつれて、連星系または多重星系である確率は着実に増加します。[ 66 ]

連星の公転周期と軌道離心率には直接的な相関関係があり、周期が短い連星系では離心率が小さくなります。連星は、互いに非常に接近して実質的に接触しているように見えるものから、非常に離れているために宇宙空間における共通の固有運動によってのみそのつながりが示されるものまで、考えられるあらゆる距離で存在します。重力で束縛された連星系には、いわゆる対数正規分布と呼ばれる周期が存在し、これらの系の大部分は約100年の周期で公転しています。これは、連星系が星形成中に形成されるという理論を裏付ける証拠です。[ 68 ]

二つの星の明るさが等しい場合、それらは同じスペクトル型である。明るさが異なる系では、明るい方の星が巨星であれば暗い方の星はより青く、明るい方の星が主系列に属する場合はより赤く見える。[ 69 ]

三重星系LTT 1445の主星を周回する惑星の想像図。

恒星の質量は、その重力作用によってのみ直接決定できる。太陽や重力レンズとして作用する恒星を除けば、連星系および多重星系においてのみこの決定が可能であり、連星系は重要な恒星群の一つとなっている。視差のある連星系の場合、連星系の軌道と恒星視差が決定された後、ケプラーの調和法則を直接適用することで、2つの恒星の合計質量を得ることができる。[ 70 ]

残念ながら、分光連星は、それが視連星または食連星でない限り、その完全な軌道を求めることは不可能です。そのため、これらの天体からは、質量の積と視線に対する傾斜角の正弦を求めることしかできません。分光連星でもある食連星の場合は、系の両方の構成要素の仕様（質量、密度、大きさ、光度、およびおおよその形状）の完全な解を求めることが可能です。

惑星

S型軌道に1つの惑星、P型軌道に1つの惑星を持つ連星系の模式図

太陽系外惑星を有する連星系は数多く発見されているが、単独の恒星系と比較すると比較的稀である。ケプラー宇宙望遠鏡による観測では、太陽と同じタイプの単独の恒星のほとんどには多数の惑星が存在するが、連星系ではその数は3分の1に過ぎないことが示されている。理論シミュレーションによると、[ 71 ]連星系同士の距離が遠く離れていても、原始惑星が形成される岩石粒子の円盤を乱すことが多い。一方、連星系内の伴星の存在は、原始惑星円盤を「かき混ぜる」ことで、安定軌道領域内での惑星形成速度を実際に向上させ、内部の原始惑星の集積速度を高める可能性があることを示唆するシミュレーションもある。[ 72 ]

多重恒星系における惑星の検出にはさらなる技術的困難が伴うため、このような惑星が稀にしか見つからないのかもしれない。[ 73 ]例としては、白色矮星-パルサー連星PSR B1620-26、準巨星-赤色矮星連星ガンマ・ケフェイ、白色矮星-赤色矮星連星NNセルペンティスなどが挙げられる。[ 74 ]

これまで知られていた14の惑星系を研究した結果、3つが連星系であることが判明しました。すべての惑星は主星の周りをS型軌道で周回していました。これらの3つの惑星系では、副星が主星よりもはるかに暗かったため、これまで検出されていませんでした。この発見により、惑星と主星の両方のパラメータが再計算されました。[ 75 ]

SF作品では、連星系や三連星系の惑星が舞台として頻繁に登場します。例えば、ジョージ・ルーカス監督の『スター・ウォーズ』に登場するタトゥイーンや、有名な物語『ナイトフォール』では、6つの恒星系が舞台となっています。現実には、力学的な理由から、一部の軌道範囲は実現不可能です（惑星は比較的速やかに軌道から排除され、系から完全に排除されるか、より内側または外側の軌道範囲に移動されます）。また、軌道の異なる部分で表面温度が極端に変化する可能性があるため、将来の生物圏にとって深刻な問題となる軌道もあります。連星系において、1つの恒星だけを周回する惑星は「S型」軌道を持ち、両方の恒星を周回する惑星は「P型」または「周連星系」軌道を持ちます。連星系の50～60%は、安定した軌道範囲内で生命が居住可能な地球型惑星を形成できると推定されています。[ 72 ]

例

アルビレオの視覚的に区別できる2つの構成要素

アルビレオは、構成要素間の距離が大きく、色も異なるため、最も簡単に観測できる視覚連星の1つになっています。最も明るいメンバーは、はくちょう座 で3番目に明るい恒星で、それ自体が実は近接連星です。また、はくちょう座には、ブラックホールであると考えられるX線源のはくちょう座X-1があります。これは高質量X線連星で、可視光線上の対応星は変光星です。[ 76 ]シリウスは別の連星で、夜空で最も明るい恒星であり、視等級は-1.46です。おおいぬ座にあります。1844年、フリードリヒ・ベッセルはシリウスが連星であると推定しました。1862年、アルヴァン・グラハム・クラークは伴星（シリウスB、目に見える恒星はシリウスA）を発見しました。 1915年、ウィルソン山天文台の天文学者たちは、シリウスBが白色矮星であると判定しました。これは、初めて発見された白色矮星です。2005年には、ハッブル宇宙望遠鏡を用いて、シリウスBの直径は12,000 km（7,456マイル）、質量は太陽の98%であると判定されました。[ 77 ]

3番目に近い恒星系であるルーマン16には、2つの褐色矮星が含まれています。

食連星の一例として、ぎょしゃ座にあるイプシロン・ギリガエが挙げられます。目に見える部分はスペクトル型F0に属し、もう一方の（食となる）部分は見えません。直近の食は2009年から2011年にかけて発生しており、今後実施されるであろう広範な観測によって、この連星系の性質に関する更なる知見が得られることが期待されています。もう一つの食連星は、こと座にある半分離連星系であるベータ・リラです。

その他の興味深い連星としては、61 Cygni （はくちょう座にある連星で、2つのK型（オレンジ）主系列星である61 Cygni Aと61 Cygni Bで構成され、固有運動が大きいことで知られています）、プロキオン（こいぬ座で最も明るい星で、夜空で8番目に明るい星で、主星と微かな白色矮星の伴星で構成される連星です）、SS Lacertae（食連星で食が止まった）、V907 Sco（食連星で、停止し、再開し、再び停止しました）、BG Geminorum（ブラックホールとその周りを周回するK0星を含むと考えられる食連星です）、2MASS J18082002−5104378 （天の川銀河の「薄い円盤」にある連星で、知られている最も古い連星の1つを含む）などがあります。星）。[ 78 ]

複数の星の例

連星の光に隠れた惑星（イラスト）

2つ以上の恒星からなる系は多重星と呼ばれます。アルゴルは、ペルセウス座に位置する最も有名な三連星（長らく連星と考えられていました）です。この系の2つの構成要素は互いに覆いかぶさり、アルゴルの明るさの変化は1670年にジェミニアーノ・モンタナリによって初めて記録されました。アルゴルという名前は「悪魔の星」（アラビア語：الغول al-ghūl）を意味し、おそらくその特異な挙動に由来しています。もう一つの目に見える三連星は、南のケンタウルス座にあるアルファ・ケンタウリで、夜空で3番目に明るい恒星を含み、視等級は-0.01です。この系は、連星を除外すれば居住可能な惑星の探索は完了しないという事実をも強調しています。アルファ・ケンタウリAとBは、最接近時に11 AUの距離にあり、どちらも安定したハビタブルゾーンを持つはずです。[ 79 ]

三連星系以外の例も存在する。カストルは六重星系で、ふたご座で2番目に明るい恒星であり、夜空で最も明るい恒星の一つである。天文学的には、カストルは1719年に視連星であることが発見された。カストルを構成する各恒星は、それ自体が分光連星である。カストルには、微弱で遠く離れた伴星もあり、これも分光連星である。おおぐま座のアルコル・ミザール視連星も6つの恒星から構成されており、そのうち4つがミザール、2つがアルコルである。QZカリーナは、少なくとも9つの独立した恒星からなる複雑な多重恒星系である。 [ 80 ]

参照

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