連星
System of two stars orbiting each other
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。

連星または連星系とは、重力で結びつき、互いに周回する2つの恒星の系です。夜空の連星は肉眼では1つの天体として見えますが、望遠鏡を使用すると別々の恒星として分離されることが多く、その場合は視連星と呼ばれます。多くの視連星は数世紀または数千年と長い軌道周期を持つため、軌道は不確実またはよくわかっていません。また、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によって検出されることもあります。連星が視線に沿った平面を周回する場合、その構成要素は互いに食や通過を起こします。 これらのペアは食連星、または周回中に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

連星系の構成要素が十分に近い場合、互いの恒星大気を重力によって歪める可能性があります。場合によっては、これらの近接した連星系は質量を交換し、単独の恒星では到達できない段階に進化する可能性があります。連星の例としては、シリウスと白鳥座X-1（白鳥座X-1はよく知られたブラックホールです）が挙げられます。連星は多くの惑星状星雲の核としても一般的であり、新星とIa型超新星の両方の起源となります。

発見

互いに近く見える2つの星、つまり二重星は、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[1] [2]（おそらくそれ以前にはベネデット・カステッリとガリレオによっても観測されていました）。[3]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[1]

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あり聖職者でもあったジョン・ミッチェルが、統計学の数学を星の研究に初めて応用した際に明らかになりました。彼は論文の中で、完全にランダムな分布と偶然の配置で説明できるよりもはるかに多くの星がペアやグループで存在することを実証しました。彼はプレアデス星団に研究を集中させ、このような密集した星のグループが見つかる確率は約50万分の1であると計算しました。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、連星系と星団の存在を示す最初の証拠を示しました。[4]

ウィリアム・ハーシェルは1779年に二重星の観測を始めました。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）ことを望んでいました。これにより、近くの星までの距離を計算できるのです。彼はすぐに約700個の二重星のカタログを出版しました。[5] [6] 1803年までに、彼は25年間にわたって多くの二重星の相対的な位置の変化を観測し、視差の変化ではなく、二重星が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。 [7]連星の最初の軌道は1827年にフェリックス・サヴァリがおおぐま座Xi Ursae Majorisの軌道を計算したときに計算されました。[8]

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視覚的な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、光学的な二重星と連星を含む10万組以上の二重星[9]が含まれています。これらの二重星のうち、軌道がわかっているのはわずか数千個です[10] 。

語源

「二重星」という用語は、1802年にウィリアム・ハーシェル卿によってこの文脈で初めて使用されました[11 ]。彼は次のように書いています。[12]

逆に、2つの星が実際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物理的に影響を受けないほど隔離されている場合、それらは別々の系を構成し、互いの重力の絆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ている2つの星は、これから検討する恒星連星系を形成します。

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星のペアに限定されます。望遠鏡や干渉法で分離できる連星は、視連星として知られています。[13] [14]既知の視連星のほとんどは、まだ1回転が完全に観測されていません。むしろ、曲線の軌道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。[15]

主星（中心）に対する小さな副星の異なる位相を示す食連星

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に使用されます。[11]この区別は英語以外の言語ではほとんど行われません。[13]二重星は連星系である場合もあれば、空で互いに接近して見えるが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ります。後者は光学二重星または光学対と呼ばれます。[16]

分類

連星系HD 106906の周囲に存在する、ガスと塵の真横向きの円盤

観測方法

連星は、観測方法によって4つのタイプに分類されます。肉眼観測、分光学観測、日食による明るさの変化による測光観測、見えない伴星による星の位置のずれの測定による天体測定です。 [13] [17]連星はこれらのクラスの複数に属することができます。例えば、いくつかの分光連星は食連星でもあります。

視現象連星

眼視連星とは、2つの構成要素間の角度の差が十分に大きく、望遠鏡や高倍率の双眼鏡でさえ二重星として観測できる連星です。望遠鏡の角度分解能は眼視連星の検出において重要な要素であり、連星観測に優れた角度分解能が適用されるにつれて、眼視連星の検出数は増加するでしょう。2つの星の相対的な明るさも重要な要素です。明るい星からのグレアによって、より暗い構成要素の存在を検出することが困難になる場合があるためです。

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。[18]

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ます。観測時刻も記録されます。一定期間にわたって十分な数の観測が記録された後、主星を原点として極座標でプロットされ、ケプラーの面積法則を満たすようにこれらの点を通る最も確からしい楕円が描かれます。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す。この投影された楕円から軌道の完全な要素を計算することができますが、星の視差、つまり系の距離がわかっていない限り、長半径は角度単位でしか表せません。[14]

分光連星

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干渉計による55枚の画像を軌道位相順に分類して作成されました。

連星の唯一の証拠は、その放射光に対するドップラー効果から得られる場合があります。このような場合、連星は2つの星で構成され、それぞれの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、最初は私たちに近づき、次に私たちから遠ざかるにつれて、最初は青に、次に赤にシフトします

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、分光計で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、このように検出された連星は分光連星として知られています。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見え、線は交互に二重と一重になります。このような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。他の系では、一方の恒星のスペクトル線だけが見られ、スペクトル線は周期的に青、次に赤へとシフトし、また元に戻ります。このような星は単線分光連星（「SB1」）として知られています。

分光連星の軌道は、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。軌道が円の場合、曲線は正弦曲線になります。軌道が楕円の場合、曲線の形状は楕円の離心率と視線に対する長軸の向き によって決まります

軌道長半径 aと軌道面の傾斜角iを個別に決定することは不可能です。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：キロメートル）で直接決定できます。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は、軌道の完全な解を見つけることができます。[19]

視的連星と分光連星の両方である連星はまれであり、発見された場合は貴重な情報源となります。約40個が知られています。視的連星は、周期が数十年から数世紀と測定される大きな真の分離を持つことがよくあります。その結果、通常、それらの軌道速度は分光的に測定するには小さすぎます。逆に、分光連星は互いに近いため、軌道上を高速で移動し、通常は視的連星として検出するには近すぎます。したがって、視的連星と分光連星の両方であることがわかった連星は、地球に比較的近いはずです

食連星

食連星とは、2つの星の軌道面が観測者の視線と非常に近いため、互いに食を起こす連星系です。[20]連星が分光連星でもあり、系の視差が既知である場合、連星は恒星の解析に非常に役立ちます。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す。

このビデオは、食連星系の想像図を示しています。2つの星が互いの周りを公転するにつれて、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

食連星は変光星ですが、これは個々の構成要素の光が変化するからではなく、食が起こるからです。食連星の光度曲線は、実質的に一定の光の期間と、一方の星がもう一方の星の前を通過するときに周期的に強度が低下するという特徴があります。公転中に明るさが2回低下することがあります。1回は副星が主星の前を通過するとき、もう1回は主星が副星の前を通過するときです。2つの食のうち、どちらの星が掩蔽されているかに関係なく、より深い食は主星と呼ばれ、浅い2番目の食も発生する場合は副食と呼ばれます。明るさの低下の大きさは、2つの星の相対的な明るさ、掩蔽されている星の隠れている割合、そして星の表面輝度（つまり実効温度）に依存します。通常、より高温の星の掩蔽が主食を引き起こします。[20]

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に明るさがどれだけ速く変化するかを観察することで、軌道半径の観点から決定できます。[20]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的な密度を決定できます。[21]

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、標準光源を使用するよりも正確な、外部銀河までの距離の直接測定が可能になりました。[22] 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、さんかく座銀河への直接距離推定に使用されました。食連星は、銀河までの距離を5%の精度で直接測定する方法を提供します。[23]

測光法で検出できる非食連星

食を伴わない近くの連星は、恒星同士がどのように影響し合うかを3つの方法で観測することで、測光的に検出することもできます。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見ることです。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。[24]

天体測光連星

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いくつかの星を発見しました。天文連星とは、比較的近い位置にある星で、目に見える伴星がなく、空間の一点の周りを揺れ動いているのが見えるものです。通常の連星に使用されるのと同じ数学を適用して、行方不明の伴星の質量を推定することができます。伴星は非常に暗いため、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または全く放射しない天体である可能性もあります。[25]

目に見える星の位置は慎重に測定され、対応する星からの重力の影響により変化することが検出されます。星の位置は、より遠くの星を基準にして繰り返し測定され、周期的な位置の変化がないか確認されます。通常、この種の測定は、10 パーセク以内などの近くの星でのみ実行できます。近くの星は固有運動が比較的大きいことが多いため、天文連星は空を 揺れ動く軌道を描いているように見えます

伴星が十分に質量が大きく、恒星の位置が観測可能な変化を引き起こす場合、その存在を推測できます。目に見える恒星の十分に長い期間にわたる動きの正確な天文測定から、伴星の質量と公転周期に関する情報を決定できます。 [26]伴星が見えなくても、ケプラーの法則を用いた観測から系の特性を決定できます。[27]

この連星検出法は、恒星を周回する太陽系外惑星の位置特定にも用いられ 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、この測定を行うための要件は非常に厳格です。恒星の位置ずれの検出は非常に厳密な科学であり、必要な精度を達成することは困難です。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。

系の構成

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線、ロッシュローブを表しています。

別の分類は、恒星間の距離と大きさに基づいています。[28]

分離連星は、各構成要素がロッシュ・ローブ、つまり恒星自体の重力が他の構成要素よりも大きい領域内にある連星です。主系列上では、恒星は互いに大きな影響を与えず、本質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。

半分離連星は、一方の構成要素が連星のロッシュ・ローブを満たし、もう一方は満たさない連星です。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）の表面からのガスが、もう一方の降着する恒星に運ばれます。質量移動が連星系の進化を支配します。多くの場合、流入するガスは降着円盤を形成し、降着円盤はアクリレーターの周囲に 形成されます

接触連星は、連星の両方の構成要素がロッシュローブを埋め尽くすタイプの連星です。恒星大気の最上部は、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、恒星は最終的に合体する可能性があります。[29] おおぐま座W星がその一例です。

激変星とX線連星

激変星系の想像図

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ている場合、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可能性があります。これにより重力による位置エネルギーが解放され、ガスはより高温になり、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、このような系の例です。[30] 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になりますこれらの連星は、ドナー星の質量に応じて低質量と高質量に分類されます。高質量X線連星には、若い早期型の高質量ドナー星が含まれており、その恒星風によって質量が伝達されます。一方、低質量X線連星は、晩期型のドナー星または白色矮星からのガスがロッシュ・ローブから溢れ出し、中性子星またはブラックホールに向かって落下する、半分離型の連星です。[31]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、[32]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。[33]

公転周期

公転周期は1時間未満（AM CVn星の場合）、数日（βリラ星の構成星の場合）、あるいは数十万年（αケンタウリABの周りのプロキシマ・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します。主系列星が活動サイクルを経るにつれて、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、星の扁平率が変化します。連星系内の星の軌道は重力によって形状変化と結合しているため、周期は活動サイクル（通常は数十年程度）と同じ時間スケールで変調（通常は∆P/P ～ 10 -5程度）を示します。 [34]

一部のアルゴル連星で観測されたもう1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の増加と減少の交互の観測とは全く異なります。単調な周期増加は、通常（常にではありませんが）、質量の小さい星から質量の大きい星への質量移動に起因すると考えられています[35]

名称

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を付加して表されます。Aは主星、Bは副星です。接尾辞ABは、ペアを表すために使用される場合があります（例：連星αケンタウリABは、αケンタウリAとαケンタウリBの星で構成されています）。2つ以上の星を持つ連星系には、C、Dなどの追加の文字が使用される場合があります。[36]連星がバイエル記号で示され、大きく離れている場合、ペアのメンバーに上付き文字が使用される可能性があります。例えば、ζレティクル座ζ星は、ζ1レティクル座とζ2レティクル座の構成要素で構成されています。[37]

発見者による名称

二重星は、発見者と指数を付した略語で指定されることもあります。[38]例えば、ケンタウルス座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たため、RHD 1と指定されています。[1] [39]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ます。[40]

高温と低温

連星系における副星は、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

高温の高質量連星の進化の想像図

形成

2つの単独の恒星間の重力捕獲によ​​って連星が形成される可能性は不可能ではありませんが、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、1つ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）と、現在存在する連星の数が多いことを考えると、これが主要な形成過程であるはずがありません。まだ主系列にない恒星からなる連星の観測は、連星が星形成中に発達するという理論を支持しています。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す。[49] [50]

3つの恒星が同程度の質量を持つ三体問題の結果として、最終的に3つの恒星のうち1つが系から放出され、それ以上の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します。

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。 [51]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。[52]降着円盤が連星の最も明るい（そのため、目に見える唯一の）要素であることは珍しくない。

恒星がロッシュ・ローブの外側で成長が速すぎて、豊富な物質がすべて他の構成要素に移行できない場合、物質が他のラグランジュ点を通って、あるいは恒星風として系から出ていき、実質的に両方の構成要素から失われる可能性もあります。[53] 恒星の進化はその質量によって決まるため、このプロセス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。[54] [55] [56]

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りました。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しますが、質量の大きい構成要素であるアルゴルAは依然として主系列にあり、質量の小さい構成要素であるアルゴルBは進化の後の段階にある準巨星であることが観測されました。このパラドックスは質量移動によって解決できます。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ました。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ます。[57]

ランナウェイと新星

うみへび座V星からのプラズマ噴出の想像図

外部からの摂動の影響で、遠く離れた連星が一生の間に重力接触を失う可能性もあります。その後、構成要素はそれぞれ独立した恒星として進化していきます。2つの連星系が接近すると、両方の系の重力が破壊され、一部の恒星が高速で放出され、暴走恒星となることもあります。[58]

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。[59]

極端な場合、この現象は白色矮星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、これも暴走の原因となる可能性があります。 [60] [61]このような現象の例として、ティコ・ブラーエによって観測された超新星SN 1572が挙げられます。ハッブル宇宙望遠鏡は最近[いつ？ ]この現象の残骸の写真を撮影しました。

天体物理学

連星は、天文学者が遠方の恒星の質量を決定するための最良の方法を提供します。連星間の重力作用により、恒星は共通の質量中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、そ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、非連星系の質量を決定することができます

星の大部分は連星系に存在するため、連星系は星の形成過程を理解する上で特に重要です。特に、連星の周期と質量は、系内の角運動量の量を教えてくれます。これは物理学における保存量であるため、連星系は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。

連星の重心の計算

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

r 1 = a ⋅ m 2 m 1 + m 2 = a 1 + m 1 m 2 , {\displaystyle r_{1}=a\cdot {\frac {m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}={\frac {a}{1+{\frac {m_{1}}{m_{2}}}}},}

ここで

  • aは2つの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

aを一方の天体が他方の天体を回る軌道の長半径とすると、r 1は一方の天体が質量中心または重心を回る軌道の長半径であり、r 2 = a − r 1はもう一方の天体の軌道の長半径です。質量中心がより質量の大きい天体の中にある場合、その天体は識別可能な軌道をたどるのではなく、揺れているように見えます。

質量中心アニメーション

赤い十字は系の質量中心を示しています。これらの画像は、特定の実際の系を表すものではありません。


(a) 質量が同程度の2つの天体が共通の質量中心または重心の周りを回っている
(b) 質量の差がある2つの天体が共通の重心の周りを回っている（カロン・冥王星系のように）

(c) 質量の差が大きい2つの天体が共通の重心の周りを回っている（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・地球系に類似）

(e) 質量が同程度で、共通の重心の周りを 楕円軌道で公転している2つの天体

研究結果

I種族 主系列星の多重星尤度[62]
質量範囲 多重星
頻度 		平均
同伴者
≤ 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  M ☉ ≥ 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。 [63]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。[62]

連星の公転周期と軌道離心率の間には直接的な相関関係があり、周期が短い連星系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するほど接近して公転する連星から、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接続が示される連星系まで、考えられるあらゆる距離で存在する可能性があります。重力で束縛された連星系では、いわゆる対数正規分布の周期が存在し、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。[64]

2つの星の明るさが等しい連星系では、スペクトル型も同じです。明るさが異なる連星系では、明るい星が巨星である場合は暗い星の方が青く、明るい星が主系列に属する場合は暗い星の方が赤く見えます。[65]

三重星系である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ます。太陽と重力レンズとして機能する恒星を除けば、これは連星系と多重星系でのみ可能であり、連星は重要な恒星のクラスとなります。視差のある連星の場合、連星系の軌道と恒星の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ます。[66]

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、その完全な軌道を得ることは不可能です。そのため、これらの天体からは、視線に対する傾斜角の正弦と質量の積の決定のみが可能です。分光連星でもある食連星の場合、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できます。

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、[67]遠く離れた連星でさえ、原始惑星が形成される岩石粒子の円盤をしばしば破壊する。一方、他のシミュレーションでは、連星系伴星の存在が原始惑星円盤を「かき混ぜる」ことで、安定軌道領域における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が示唆されている。[68]

複数の恒星系で惑星を検出することは、技術的な困難を伴い、それが稀にしか発見されない理由かもしれません。[69]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・ケフェウス、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ます。[70]

これまでに知られている14の惑星系の研究で、これらの系のうち3つが連星系であることがわかりました。すべての惑星は主星の周りのS型軌道上にあることがわかりました。これらの3つのケースでは、副星は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。[71]

SFでは、ジョージ・ルーカス監督の『スター・ウォーズ』のタトゥイーンのように、連星系や三連星系の惑星が舞台となることがよくあります。また、有名な物語「ナイトフォール」では、6つの恒星系を舞台にしています。現実には、力学的な理由から不可能な軌道範囲もあります（惑星は比較的早く軌道から追い出され、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）。一方、軌道のさまざまな部分で表面温度が極端に変化する可能性があるため、最終的な生物圏にとって深刻な課題となる軌道もあります。連星系で1つの恒星だけを周回する惑星は「S型」軌道を持つと言われ、両方の恒星を周回する惑星は「P型」または「周連星」軌道を持ちます。連星系の50～60％は、安定した軌道範囲内で居住可能な地球型惑星を支えることができると推定されています。[68]

例

アルビレオの視覚的に区別できる2つの構成要素

構成要素間の大きな距離と色の違いにより、アルビレオは最も観測しやすい連星の1つとなっています。最も明るい構成要素は、はくちょう座 で3番目に明るい恒星であり、実際にはそれ自体が近接連星です。また、はくちょう座には、ブラックホールと考えられるX線源であるはくちょう座X-1があります。これは高質量X線連星で、可視光で対応する恒星は変光星です。[72]シリウスは別の連星であり、夜空で最も明るい恒星で、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測しました。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、初めて発見された矮星です。2005年には、ハッブル宇宙望遠鏡を用いて、天文学者たちはシリウスBの直径が12,000km（7,456マイル）、質量が太陽の98%であると判定しました。[73]

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）。[74]

多重星の例

連星の光に隠れた惑星（イラスト）

2つ以上の恒星を持つ星系は多重星と呼ばれます。アルゴルはペルセウス座にある最も有名な三連星（長い間連星だと考えられていました）です。この星系の2つの構成要素は互いに食い合い、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振る舞いに由来しています。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番目に明るい星を含み、見かけの視等級は-0.01です。この系はまた、連星を除外すると居住可能な惑星の探索が完了しないという事実を強調しています。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。[75]

三連星系以外の例もあります。カストルは六重連星系で、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1つです。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ました。カストルの各構成要素は、それ自体が分光連星です。カストルには、微弱で遠く離れた伴星もあり、これも分光連星です。おおぐま座のアルコル・ミザール視連星も6つの星で構成されています。4つがミザール、2つがアルコルです。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星系です。 [76]

関連項目

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