星系

2009 年にCHARA 干渉計によって0.5ミリ秒の解像度で近赤外線で撮影されたアルゴル3 連星系。アルゴル C の形状はアーティファクトです。
アルゴルAは、2.87日ごとに、より暗いアルゴルBによって定期的に隠されています。（CHARA干渉計によるHバンド画像。アニメーション中の突然のジャンプはアーティファクトです。）
三重星系HD 188753の軌道の想像図。

恒星系（せいせいけい）とは、少数の恒星が重力によって互いに周回する軌道を描いているものです。 [ 1 ]単一の恒星を指す場合もあります。[ 2 ]重力によって束縛された多数の恒星は、一般的に星団または銀河と呼ばれますが、広義にはそれらも恒星系です。恒星系は、惑星やそれに類似した天体（彗星など）を含む惑星系と混同しないでください。

用語

2 つの星からなる星系は、連星、二重星系、または物理的な二重星として知られています。

4つ以上の構成要素を持つシステムは珍しく、2つまたは3つの構成要素を持つシステムよりもはるかに一般的には発見されません。[ 3 ]多重星システムは、3つの星を含む場合は三連星、三元星、または三連星と呼ばれます。4つの星を含む場合は四連星または四元星、5つの星の場合は五連星または五十連星、6つの星の場合は六連星または六十連星、7つの星の場合は七連星または七十連星、8つの星の場合は八連星または八十連星と呼ばれます。

これらのシステムは、より複雑なダイナミクスを持ち、典型的には100から1,000個の星を持つ散開星団よりも小さい。 [ 4 ]

光学的な二重と多重

連星系および多重星系は、地球から見ると単に互いに接近しているように見える光学多重星と区別するために、物理的多重星とも呼ばれます。多重星は光学多重星または物理的多重星のいずれかを指しますが、[ 5 ] [ 3 ] [ 6 ] [ 7 ]、光学多重星は恒星系を形成しません。

すべてが重力で結合していない（したがって三重星系を形成しない）三重星は、物理的な連星と光学的な伴星（ケフェウス座β星など）で構成される場合があり、まれに、純粋に光学的な三重星（セルペンティス座γ星など）で構成される場合もあります。

豊富

連星と多重星に関する研究では、天の川銀河の恒星系の約3分の1が連星と多重星で構成され、3分の2が単独の恒星であると推定されています。[ 8 ]

連星は最も一般的な非単独恒星です。多重星系では、既知の多重星系の数は多重度に応じて指数関数的に減少します。[ 9 ]例えば、1999年に改訂されたトコヴィニンの多重星カタログ[ 3 ]では、記載されている728の多重星系のうち551が三重連星系です。しかし、選択効果が疑われるため、これらの統計を解釈する能力は非常に限られています。[ 10 ]

検出

恒星系を検出し、光学連星の多重体と区別する 方法は様々です。例えば、以下のようなものがあります。

  • 6 か月間隔で観測し、視差による違いを探します。(遠くの星では実行できません。)
  • 互いに周回する恒星、または一見何もないように見える空間（暗い恒星や中性子星など）を直接観測します。（遠方の恒星や軌道周期の長い恒星では不可能です。）
  • 変化するドップラーシフトを観察します。
  • 日食によって生じる明るさの変動を観察します。（地球が軌道面内にあることを前提としています。）
  • 星が互いの光を反射したり、重力で変形したりすることで生じる明るさの変動を観察します。

軌道特性

二体問題の仮定（潮汐効果、他の天体の重力による摂動、恒星間の質量移動が無視できるなど）を満たす系では、2つの恒星は系の重心の周りを安定した楕円軌道を描く。連星系の例としては、シリウス、プロキオン、そして白鳥座X-1が挙げられる。白鳥座X - 1は恒星とブラックホールから構成される。

多重星系は、主に 2 つの力学クラスに分けられます。

  • 階層的システムは安定しており、相互作用の少ない入れ子状の軌道で構成されています。階層の各レベルは二体問題として扱うことができます。
  • 台形銀河は不安定で強く相互作用する軌道を持ち、n体問題としてモデル化され、カオス的な挙動を示す。[ 11 ]台形銀河には2つ、3つ、または4つの星がある。

階層型システム

DI Chaと呼ばれる恒星系。一見すると2つの恒星しか見えませんが、実際には2組の連星を含む四重連星系です。[ 12 ]

ほとんどの多重星系は、いわゆる階層的システムで構成されています。つまり、システム内の星は2つの小さなグループに分けられ、それぞれのグループがシステムの質量の中心を大きな軌道で周回します。これらの小さなグループもそれぞれ階層的である必要があります。つまり、さらに小さなサブグループに分割され、サブグループ自体も階層的である必要があります。[ 13 ]階層の各レベルは、近いペアを単一の星と見なすことで、 2体問題として扱うことができます。これらのシステムでは、軌道間の相互作用はほとんどなく、星の運動はシステムの質量の中心を回る安定した[ 3 ] [ 14 ]ケプラー軌道に近づき続けます。[ 15 ]

例えば、安定した三連星系は、近接した連星系内の2つの恒星と、連星軌道よりもはるかに大きな距離でこのペアを周回する3番目の恒星で構成されています。[ 16 ] [ 13 ]内側の軌道と外側の軌道の大きさが同程度の場合、系は動的に不安定になり、恒星が系から放出される可能性があります。[ 17 ] EZ Aquariiは、さらに2つの赤色矮星からなる内側の連星を周回する外側の恒星を持つ、物理的な階層的な三連星系の例です。

モバイル図

モバイル図:
  1. マルチプレックス
  2. 単体、二元系
  3. 単体、三重システム、階層2
  4. 単体、四重システム、階層2
  5. 単体、四重システム、階層3
  6. 単体、五重システム、階層4。

階層的配置は、エヴァンス（1968）がモバイルダイアグラムと呼んだもので整理できる。これは天井から吊るされた装飾用のモビールに似ている。モビールの各レベルは、システムが2つ以上のより小さなサイズを持つシステムへの分解を示している。エヴァンスは、 2つ以上の子を持つノードがある場合、つまり、あるサブシステムの分解に同程度の大きさの2つ以上の軌道が含まれる場合、ダイアグラムを多重体と呼ぶ。多重体は不安定になる可能性があるため、多重星は単体体であると予想される。つまり、各レベルにはちょうど2つの子が存在する。エヴァンスは、ダイアグラムのレベルの数を階層と呼ぶ。[ 13 ]

  • (b) のような階層 1 の単体図は、2 元システムを表します。
  • 階層2の単体図は、(c)のように3重システム、または(d)のように4重システムを記述することができます。
  • 階層3の単体図は、4つから8つの構成要素を持つ系を記述できます。(e)の移動図は、階層3の四重連星系の例を示しています。これは、近接連星系を周回する遠方の構成要素が1つあり、その近接連星系の構成要素の1つがさらに近い連星系です。
  • 階層3の実際の例としては、カストル（別名アルファ・ジェミノルム、またはαジェム）が挙げられます。カストルは、視覚的には連星のように見えますが、よく見ると2つの分光連星から構成されていることがわかります。カストル自体は(d)のように階層2の4連星系ですが、より遠くにある、同じく近接赤色矮星連星である暗い成分が周回しています。これにより、階層3の6連星系が形成されます。[ 18 ]
  • 1999年現在、AAトコヴィニンの多重星カタログに記載されている最大階層は4である。[ 3 ]例えば、グリーゼ644Aとグリーゼ644Bは、近接した視覚連星のように見えるものを形成している。グリーゼ644Bは分光連星であるため、これは実際には三連星系である。三連星系には、より遠い視覚的な伴星であるグリーゼ643と、さらに遠い視覚的な伴星であるグリーゼ644Cがあり、これらはグリーゼ644ABと共通の運動をするため、三連星系に重力的に結びついていると考えられている。これにより五連星系が形成され、その移動図は(f)に示すレベル4の図となる。[ 19 ]

より高次の階層構造も考えられます。[ 13 ] [ 20 ]これらの高次の階層構造のほとんどは安定しているか、内部摂動を受けています。[ 21 ] [ 22 ] [ 23 ]複雑な多重星は、理論的には時間の経過とともに、より一般的に観測される三重連星や四重連星のような、より複雑でない多重星に崩壊すると考える人もいます。[ 24 ] [ 25 ]

トラペジア

トラペジウムは通常、非常に若く、不安定なシステムです。これらは恒星の育成場で形成され、急速に安定した多重星に分裂すると考えられており、その過程で、銀河の高速星として構成要素を放出することがあります。[ 26 ] [ 27 ]これらは、オリオン星雲の中心にあるトラペジウム星団として知られる多重星系にちなんで名付けられています。[ 26 ]このようなシステムは珍しくなく、明るい星雲の近くまたは内部によく現れます。これらの星には標準的な階層的配置はありませんが、安定した軌道を求めて競争します。この関係は相互作用と呼ばれています。[ 28 ]このような星は最終的に、遠くの伴星と近い連星系に落ち着き、以前にシステム内にあった他の星は高速で星間空間に放出されます。[ 28 ]このダイナミクスは、 2つの連星グループまたは多重システムの衝突中に放出された可能性のある暴走星を説明できる可能性があります。この出来事はぎょしゃ座AE星、コロンバエMu星、そして53 Arietis星を200 km/s以上の速度で放出したとされ、約200万年前のオリオン星雲のトラペジウム星団にまで遡ることができます。 [ 29 ] [ 30 ]

名称と命名法

複数の星の指定

複数の恒星の構成要素は、システムの名称に接尾辞A、B、Cなどを付加することで特定できます。ABなどの接尾辞は、 AとBのペアを表すために使用できます。B 、Cなどの文字の並びは、構成要素Aからの距離の順に割り当てられます。[ 31 ] [ 32 ]既知の構成要素の近くで発見された構成要素には、Aa、Baなどの接尾辞が付与されることがあります。[ 32 ]

多重星カタログの命名法

トコヴィニン多重星カタログにおけるサブシステム表記

AAトコヴィニンの多重星カタログでは、移動図中の各サブシステムを数字の列で符号化するシステムが採用されている。例えば、上の移動図(d)では、最も幅の広いシステムに1番が与えられ、その主成分を含むサブシステムには11番、副成分を含むサブシステムには12番が与えられる。移動図においてこれより下に表示されるサブシステムには、3桁、4桁、あるいはそれ以上の桁の番号が与えられる。この方法で非階層的なシステムを記述する場合、同じサブシステム番号が複数回使用される。例えば、A、B、Cの3つの視覚的構成要素を持つシステムがあり、そのうちの2つをサブシステムにグループ化することはできない場合、2つのサブシステムに1番が与えられ、2つの連星ABとACを表す。この場合、BとCが後に連星に分解されると、サブシステム番号12と13が与えられる。[ 3 ]

将来の多重星系の命名法

二重星と多重星の現在の命名法では、異なる方法で発見された連星に異なる命名（例えば、視覚連星には発見者による命名、食連星には変光星の命名）が与えられ、さらに悪いことに、構成星の文字が著者によって異なる割り当てられる場合があり、例えば、ある人にとってのAが別の人にとってのCになることがあるなど、混乱を招く可能性がある。[ 33 ] 1999年に始まった議論の結果、この問題に対処するための4つの提案された方式が生まれた。[ 33 ]

命名システムにおいて、システム内の階層を識別することは、サブシステムの識別とそれらの特性の計算を容易にするという利点がある。しかし、既存の階層の上位または中間レベルで新しい構成要素が発見された場合、問題が生じる。この場合、階層の一部が内側に移動する。存在しないことが判明した構成要素や、後に別のサブシステムに再割り当てされた構成要素も、問題を引き起こす。[ 36 ] [ 37 ]

2000年の第24回国際天文学連合総会でWMC方式が承認され、委員会5、8、26、42、45で、使用可能な統一指定方式に拡張することが決議された。[ 33 ]その後、WMC方式を使用した、赤経30分をカバーするカタログのサンプルが用意された。[ 38 ]この問題は2003年の第25回総会で再び議論され、委員会5、8、26、42、45と干渉計作業部会で、WMC方式を拡張してさらに発展させることが再び決議された。[ 39 ]

サンプルのWMCは階層的に構成されており、その階層構造は観測された軌道周期または軌道間隔に基づいています。このサンプルには、物理​​的ではなく光学的な二重星が多数含まれているため、この階層構造は見かけ上のものかもしれません。階層の最初のレベルには大文字（A、B、…）、2番目のレベルには小文字（a、b、…）、3番目のレベルには数字（1、2、…）が使用されています。以降のレベルでは小文字と数字が交互に使用されますが、サンプルではそのような例は見つかりませんでした。[ 33 ]

例

バイナリ

ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したシリウスA（中央）とその白色矮星シリウスB（左下）。

トリプル

4人組

HD 98800はうみへび座TW星団に位置する四重星系です。

5倍

6人組

七重奏

8倍

ノンプル

参照

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