連星
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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2025/07/27 07:49 UTC 版)
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- 大抵の恒星は連星として誕生する。
- 一方の恒星が、他方から物質を吸引する。
- 前者は高速で回転して偏平な形になる。
- 後者はどんどん小さくなり、かつ、高温になる。
- 後者は小さくなったすえに、一挙に爆発して、超新星となる。爆発のあとには中性子星を誕生させる。
- 残った方（前者）は、時間を経て、赤色巨星となる。やがて爆発して、超新星となる。爆発のあとには中性子星を残す。
連星（れんせい、英: Binary star）とは、2つの恒星が両者の重心（共通重心）の周りを軌道運動している天体である[1]。
また、二重星という言葉も連星を示す場合が多い。しかし、実際には、複数の恒星が地球から見て、同じ方向に位置しており、「見かけ上、連星のように見える」場合を表す[5]。それぞれの恒星の、地球からの距離は全く異なり、物理的にも何の関連性も無い。二重星は、距離が異なるので、光度の差から、年周視差や視線速度を正確に求める事が出来る。しかし、中にはアルビレオのように、二重星か真の連星かが分かっていないものもある。
概要
連星は、軌道計算から間接的に恒星の質量を求められるので、天体物理学において、とても重要な存在である。また、質量から、半径や密度などの他のパラメーターも得る事が出来る。また、この観測は、単一の恒星の質量光度関係 (MLR) の分析にも役立つ。
連星は、多くの場合、望遠鏡などの光学的手法で両星に分離して観測され、両星が公転運動している事が確認されている。このような連星を実視連星（英: visual binary）という。しかし、実視連星の多くは、伴星が主星の周りを公転するのに、数百年から数千年という時間がかかる。そのため、軌道要素に関しては不明な点が多い。また、望遠鏡を使用しても分離出来ないほど接近した連星は、アストロメトリー法やスペクトルのドップラー効果などの間接的な手法で発見する。このような連星は分光連星（英: spectroscopic binary）と呼ばれる。分光連星は星の軌道面が天球面に対して大きく傾いていて、2つの星が太陽系から見て近づいたり遠ざかったりするために、そのスペクトル線を継続的に調べると規則正しい周期で青い方にずれたり赤い方にずれたりする。分光連星ではスペクトル線の時間変化を観測することで、星の質量を決めることができる。そして、連星の中には、伴星が主星の手前を日食のように横断して、連星系全体の光度を周期的に変化させるものもある。このような連星は食連星（英: eclipsing binary）と呼ばれる。
主星と伴星が、非常に接近している場合、互いの重力で、伴星の形が扁平状になっている事がある。このような連星を近接連星（英: close binary）と言い、双方の恒星の質量が変化する時がある。
連星 (binary star) という言葉は1802年にウィリアム・ハーシェルによって最初に作られたとされている。1780年にハーシェルは700個以上の二重星について、星同士の離角と位置を測定した。その結果、そのうちの約50個が20年の観測期間の間に位置を変えており、互いに軌道運動をしている連星であることを発見した。
また、何もない空間の周りを周回しているように見える恒星もいくつか発見されている。位置天文的連星と呼ばれる連星はこのような天体の一例である。この天体は比較的2星の距離が近い連星で、ある点の周りをふらつくような運動を見せるものの、伴星が見えないというものである。分光連星の中にも、前後に動くスペクトル線が1組しか存在しないものがある（通常の分光連星では近づく星と遠ざかる星による2組のスペクトル線が見える）。このような場合でも、普通の連星に用いるのと同じ手法を使うことによって、見えない伴星の質量を推定することができる。このような連星で伴星が見えないのは、伴星が非常に暗く主星の明るさに埋もれて検出できなかったり、中性子星のようにほとんど可視光を放出しない天体だったりするためである。場合によっては、見えない伴星がブラックホールである場合もある。このような例としてはくちょう座X-1がある。この連星系の見えない伴星の質量は太陽の約9倍である。不可視伴星の候補天体としては通常、中性子星も考えられるが、この質量は中性子星の質量の上限よりもはるかに重いため、ブラックホールである可能性が非常に高いと考えられている。また太陽系外惑星の捜索も、連星の不可視伴星と同じ手法で行われることが多い。
連星は、天文学者が遠距離の恒星の質量を直接測定できる主な方法の一つであるため、特に重要である。連星では互いに引き合う重力によって2つの星が回り合っている。実視連星では軌道の形を観測することで、また分光連星ではスペクトル線の時間変化を観測することで、星の質量を決めることができる。
恒星の多くは連星系を作って存在しているため、連星は我々が星形成の過程を理解する上でも重要な存在である。特に、連星の周期や質量を知ることによって連星系の角運動量の大きさが分かる。角運動量は保存量なので、連星の角運動量はその星が生まれた時点の状況についての重要な手がかりを含んでいる。
連星の分類
現在では連星はその観測的な属性によって4つのタイプに分類されている。
- 実視連星 (visual binary)
- 分光連星 (spectroscopic binary)
- 食連星 (eclipsing binary)
- 位置天文的連星 (astrometric binary)
この分類の中で複数にまたがる星もしばしば存在する。例えば分光連星のいくつかは食連星でもある。
また、星同士の距離が両星の半径の数倍程度のスケールにまで接近した連星を近接連星 (close binary) と呼ぶ。連星のような二体系を公転周期に同期した回転座標で見ると、両方の星を中心とする涙滴型の等ポテンシャル面が存在する。両方の涙滴の尖った点同士はこの二体系のラグランジュ点L1で接している。この面で囲まれた領域をロッシュ・ローブと呼ぶ。近接連星系の星が進化して巨星になると星本体が膨張してロッシュ・ローブを満たし、やがては星のガスがローブからあふれて相手の星に降着するといった現象が起こり、新星や超新星のような様々な活動現象の元となる。近接連星は星の間の距離に基づいて、以下の3つに分類される。
連星に関する研究成果
ハーシェル以来約200年にわたって連星について様々な研究が行われ、いくつかの一般的な性質が明らかになっている。
恒星のうち少なくとも約 1⁄4 は連星系であると考えられている。また連星系のうち約10 %は三連星 (ternary) など、3つ以上の恒星からなる系である。
連星の軌道周期と軌道の離心率の間には直接的な相関関係があり、短い周期の連星では軌道の離心率が小さい（円軌道に近い）。また、連星の2星の距離は近いものから遠いものまで様々である。近いものでは互いの星の表面が接触しているものもある。遠いものになると、非常に離れているが天球上の2星の固有運動の値が同じであるということから、2つが重力的に束縛されていることが辛うじて分かる、というものまで存在する。連星の軌道周期は対数正規分布に従っており、周期が約100年程度の連星が最も多い。
連星の2つの星が同じ明るさの場合には、そのスペクトル型も等しい。明るさの異なる連星では、明るい方の星が巨星である場合には暗い方の星はより青いスペクトル型に属し、明るい方が主系列星ならば暗い星はより赤いスペクトル型に属している。
一般に、質量を決めるには重力の大きさを測定する必要があるが、恒星の中では（太陽や重力レンズを引き起こす恒星の例を除けば）連星が重力の大きさを測定できる唯一の存在である。このため、連星は恒星の中でも観測的に重要な地位を占めている。
実視連星の場合には、軌道の形が決まってかつ連星系の視差の値が得られれば、ケプラーの第三法則によって2つの星の質量の和を直接求められる。
分光連星の場合には、その連星が同時に実視連星や食連星でない限り軌道の形を完全に決めることができないため、視線方向に対する軌道傾斜角のサイン（正弦）を質量に乗じた積の形でしか求めることができない。よって、軌道傾斜角に関する別の情報が得られない限り、その質量は統計的に推定することしかできない。
分光連星が食連星でもある場合には、その連星系の両方の星についての性質（質量、密度、大きさ、光度、およその形状）を完全に得ることができる。
連星の例
- 7連星
- さそり座ニュー星
- カシオペヤ座AR星
- 6連星
- ふたご座のカストル
- みずがめ座91番星（惑星1つを含む6連星）
- 5連星
- オリオン座δ星
- 4連星
- ぎょしゃ座のカペラ
- おおぐま座ζ星ミザール
- しし座のレグルス
- こと座ε星
- 3連星
- こぐま座のポラリス
- ケンタウルス座α星
- さそり座λ星A
- オリオン座のリゲル
- ペルセウス座のアルゴル
- いっかくじゅう座X-1（ブラックホールを含む3連星）
- ケプラー16（惑星1つを含む3連星）
- PSR B1620-26（白色矮星と惑星を含む3連星）
- 2連星
- おおいぬ座のシリウス
- こいぬ座のプロキオン
- ぎょしゃ座ε星
- おうし座のアルデバラン
- しし座γ星
- さそり座のアンタレス
- はくちょう座β星アルビレオ
- みなみじゅうじ座α星
- オリオン座ζ星
- こと座β星
- おおぐま座α星
- うしかい座ξ星
- かじき座AB星
- くじら座のミラ
- かんむり座α星
- りゅうこつ座ε星
- ほ座γ星
- はくちょう座X-1（ブラックホールとの2連星）
- かに座HM星（白色矮星の2連星）
- PSR J0737-3039（パルサーの2連星）
出典
- ^ 「連星」『日本大百科全書(ニッポニカ)』。コトバンクより2022年2月8日閲覧。
- ^ 太陽もかつては連星だった!? ナショナルジオグラフィック
- ^ “Gale - Enter Product Login”. go.galegroup.com. 2016年12月2日閲覧。
- ^ Filippenko, Alex, Understanding the Universe (of The Great Courses on DVD), Lecture 46, time 1:17, The Teaching Company, Chantilly, VA, USA, 2007
- ^ “重星・連星”. 宇宙情報センター. JAXA. 2016年12月2日閲覧。
関連項目
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、Binary Star (カテゴリ)に関するメディアがあります。- Wikibooks: Glossary of Astronomical Terms (GAT): Binary star
- ハーバード・スミソニアン天体物理学センター Pulverized Planet Dust Might Lie Around Double Stars
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連星系
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/26 06:35 UTC 版)
COROT は、非動径振動を起こす恒星を持った連星系も多数観測している。これらのうち、かじき座ガンマ型変光星を持つ食連星も一連の観測で発見されている。食連星の観測は、全体的なパラメータを直ちに導出することができ、それによって恒星の振動への制約に加えて非常に重要な情報を得ることができるため、恒星の理論的なモデル化において重要な役割を果たす。 いっかくじゅう座AU星: この連星系は、G型の伴星と相互作用をしているBe星の主星からなる半分離型連星である。COROT による観測で、この連星系の非常に高精度な光度曲線が得られた。この観測から連星系の大域的なパラメータの推定値が改善され、軌道運動の天体暦が更新され、さらに長周期の変動の存在も明らかになった。この長周期の変動は、恒星の周囲に存在するダストによる光の周期的な減衰によるものだと考えられている。 HD 174884: HD 174884 は2つのB型星からなる短周期の連星系であり、連星の軌道離心率は e = 0.29 と大きい。この系では、潮汐的に誘起されている脈動が検出されている。図の一番上のグラフは、この連星系の全体の光度曲線である。2番目のグラフは、深さが 1% の小さい二次食が発生している場所の拡大図である。この連星系にある2つの恒星は、同程度の質量や大きさ、温度を持っている。連星が円軌道だった場合、食の深さは同じになるはずである。しかし軌道の離心率が大きく、連星の軌道面が地球から見て傾いて見える位置関係にあるため、二次食は主要な食が発生する時よりも遠方で発生することになる。一番下のイラストは、異なる軌道位相における、連星系の位置関係を天球上に投影したものである。 CoRoT 102918586 (CoRoT Sol 1): 比較的明るい食連星の CoRoT 102918586 は二重線分光連星 (double-lined spectroscopic binary) である。COROT によるこの連星系の観測では、かじき座ガンマ型の脈動の存在を明確に示す結果が得られている。COROT による測光観測に加えてフォローアップの分光観測も行われ、視線速度の変動、連星中の恒星の有効温度、金属量、視線方向に射影した自転速度が測定された。食連星の光度曲線の解析と分光観測の結果をあわせた結果、この連星系の物理パラメータを 1-2% の精度で決定することができ、さらに進化モデルと比較することで年齢への制限も与えられた。食連星の理論モデルからの光度変化を差し引いた残差から、恒星の脈動の特性が調べられた。その結果、主星はかじき座ガンマ型変光星に典型的な周波数での脈動をしており、周期間隔は次数が l = 1 {\displaystyle l=1} の高次のgモードの脈動と一致するものであった。 HR 6902: HR 6902（英語版） はぎょしゃ座ζ型変光星であり、赤色巨星とB型星からなる連星である。COROT によって2回の観測期間で観測され、明るい方の天体が隠される食だけではなく、明るい天体が暗い方を隠す二次食も検出された。この連星系は、赤色巨星の内部構造に新しい制約を与えるという目標の元で研究されている天体である。 低質量連星: COROT で観測された連星の中には、低質量の伴星を持つものもある。例えば、主星が1.5太陽質量の主系列星、伴星が0.23太陽質量の晩期M型星からなる連星が観測されている。 連星でのビーミング効果: COROT で観測された連星系には、食による光度の変化以外にも、相対論的ビーミング（英語版）によるものと解釈される変動が検出されているものもある。この効果は光源が観測者から見て接近していたり遠ざかったりする際の明るさの変動によって引き起こされるものであり、変動の振幅は光源の視線速度を光速で割った値に比例する。そのため、軌道運動する恒星の速度の周期的な変化は、光度曲線中に周期的なビーミングによる変動を生み出すことになる。この効果を検出することで、食や通過が共に検出されていなくても、その系が連星であることを確認できる。ビーミング効果の主な利点のひとつは、光度曲線から直接視線速度を決定できる可能性があるという点である。つまり、視線速度を決定するのに分光観測は不要だという点である。しかしこの方法で視線速度を得るためには、連星の主星と伴星の光度に大きな差がある必要があり、単独の視線速度の変動曲線は、単線分光連星で得られるようなものしか得ることができない。連星系での食以外での変動は、BEER アルゴリズム (Beaming, Ellipsoidal, Reflection) によってモデル化されている。またこのモデルは太陽系外惑星の検出や特徴付けにも応用されている。
※この「連星系」の解説は、「COROT」の解説の一部です。
「連星系」を含む「COROT」の記事については、「COROT」の概要を参照ください。
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