連星（二重星）とは？定義・種類・質量測定と天体物理学的意義
連星（二重星）の定義・種類、質量測定法と天体物理学的意義を観測データと理論でわかりやすく解説する入門ガイド。
連星とは、お互いの周りを回っている2つの星のこと。それぞれの星にとって、もう一方の星は伴星である。多くの星は2つ以上の星で構成されています。明るい方の星を主星、もう一方を従星と呼びます。
連星は、その軌道を調べることで星の質量を知ることができるため、天体物理学において重要な存在です。その結果、質量と光度の関係が得られ、個々の星の質量が得られるのです。
連星は、見た目は近くても重力でつながっていない視線方向の光学二重星とは違う。光学的二重星は、実際には宇宙空間で遠く離れていることもあるが、連星はかなり近くにある。真の連星を最初に発見し、証明したのは、イギリス系ドイツ人の天文学者、ウィリアム・ハーシェルである。彼は最初の連星カタログを発表し、息子のジョン・ハーシェルはさらに数千個の連星を発見してカタログを更新した。
連星の種類
- 肉眼・望遠鏡で分離できる見かけ上の連星（可視連星、visual binaries）：両星の位置を直接追跡して軌道を決められる。軌道長半径が分かれば質量を求めやすい。
- 分光連星（spectroscopic binaries）：分離できないほど近接しているが、ドップラーシフトで互いの運動を検出する。片方のスペクトル線しか見えないものをSB1、両方の成分が見えるものをSB2と呼ぶ。
- 食連星（eclipsing binaries）：軌道面がほぼ視線方向にあり、一方が他方を遮るため周期的に光度が変化する。光度曲線と分光観測を組み合わせれば、質量や半径を高精度で求められる。
- 位置測定で伴星の存在が示唆される位置測連星（astrometric binaries）：明確な伴星は見えないが、主星の位置が周期的に揺れる。
- 接触・半分離・分離系（contact, semi-detached, detached）：両星が互いのロッシュローブをどれだけ満たしているかで分類され、質量移動や共通包絡殻（common envelope）など進化に重要な影響を与える。
質量測定の基本と手法
連星の質量測定はケプラーの第三法則（およびニュートン力学）に基づきます。観測で得られる主な量は周期 P、軌道長半径 a（視角での長さから距離が分かれば物理的な長さに換算）、および視線速度（分光で得られるドップラーシフト）です。簡単化すると、単位を太陽質量・天文単位・年に取れば
M1 + M2 ≈ a^3 / P^2
となり、合計質量が求まります（ここで a は軌道長半径の物理値）。
ただし分光観測のみだと軌道傾斜角 i が絡み、sin i の因子が残るため直接の質量は得られず、質量関数 f(m) の形で表されます。SB2（両星の速度が測れる）で速度振幅から質量比が得られ、さらに天文測距や可視軌道、あるいは食連星で傾斜角が分かれば、個々の絶対質量が決まります。
実際には以下の組合せで高精度な質量決定が可能です：
- 可視連星の軌道（距離が分かれば） → 合計質量
- 分光（SB2）＋食光度曲線（傾斜角が分かる） → 個々の質量と半径（誤差数％が可能）
- 干渉計や長基線干渉での直接分解＋分光 → 非常に精密な軌道・質量測定
天体物理学的意義
- 質量–光度関係の校正：連星で直接測定された質量は、主系列星の質量と光度の関係（質量–光度関係）を確立・検証する基礎データになります。単独星の質量は直接測れないため、連星が基準です。
- 恒星進化の理解：質量は恒星の運命（寿命や進化経路）を決める最も重要なパラメータ。連星系では質量移動や潮汐相互作用により単独星とは異なる進化をするため、種々の現象（アルゴル型の逆説、接触合体など）の研究に不可欠です。
- 高エネルギー天体・爆発現象の起源：白色矮星同士の合体はIa型超新星の原因になりうる。中性子星・ブラックホールを含む連星はX線連星や重力波源（中性子星合体やブラックホール合体）となります。
- 質量移動と共通包絡殻過程：これらはバイナリ進化で重要な現象で、短寿命だが劇的な現象（超新星、短ガンマ線バーストなど）に直結します。
- 系のダイナミクスと多重系の形成：多重星系の安定性や多体相互作用は、星形成過程や初期質量関数の解明に役立ちます。
観測手法と近年の進展
分光観測、精密光度測定（トランジット・食の検出）、精密位置測定（アストロメトリー）、干渉計や適応光学による直接撮像などを組み合わせることが多いです。近年は以下のような進展が特に重要です：
- ガイア（Gaia）による高精度アストロメトリーで膨大な数の連星やその軌道が検出され、統計的研究が可能になった。
- 地上・宇宙望遠鏡による高分解能分光で微小な速度変化の検出が進み、質量比の測定精度が向上した。
- 干渉計（VLTI、CHARAなど）で近接連星の直接分解が進み、軌道決定と質量測定の精度が飛躍的に向上している。
- 重力波観測（LIGO/Virgo/KAGRA）がコンパクト連星合体の直接検出を可能にし、連星進化理論の検証が新たな観測領域で進んでいる。
まとめ（要点）
- 連星は互いに重力で結ばれた2つ（またはそれ以上）の星からなる系で、軌道観測から質量を直接求められるため天文学で極めて重要。
- 観測手法の組合せ（可視軌道、分光、食観測、干渉）により、個々の星の質量・半径・軌道傾斜などが求められ、恒星物理学の基礎データとなる。
- 連星現象は恒星進化、高エネルギー現象、重力波天文学など多くの分野と深く結びついている。
シリウス連星系のハッブル画像。左下にシリウスBが見える。
目で見てわかるアルビレオの2つの成分。
食いしん坊な連星のアニメーション
Algol BがAlgol Aの周りを回っている。このアニメーションは、CHARA干渉計による近赤外Hバンドの55枚の画像から構成されている。
現代の定義
現代の定義では、連星とは一般的に、共通の重心を中心に回転する星のペアに限定される。望遠鏡や干渉計を用いて解像できる連星は「可視双星」と呼ばれる。現在知られている視覚的連星の多くは、まだ1回転（完全な円）が観測されておらず、曲がった道や部分的な弧を描いているように見えている。
星の中には、何もない宇宙空間を周回しているように見え、伴星がないように見えるものがある。この場合、伴星は非常に小さくて暗いか、中性子星やブラックホールであることが多い。見えない伴星の例としては、「はくちょう座X-1」がよく知られているが、この場合、見える星の伴星はブラックホールのように見える。
より一般的には、天空で近接して見える2つの星のペアをダブルスターと呼んでいる。この区別は、英語以外の言語ではほとんど行われていない。二重星は連星系の場合もあれば、単に空では近くに見えるが、太陽からの実際の距離が大きく異なる2つの星の場合もある。後者は光学二重星または光学一対と呼ばれる。
ビジュアル・バイナリー
視覚的連星とは、望遠鏡を使って2つの星の分離が確認できる星のこと。明るい方が主星で、暗い方が副星である。視覚的連星は、数百年から数千年という長い時間をかけてお互いの軌道を周回します。
スペクトロスコピック・バイナリー
分光性連星とは、望遠鏡を使っても2つの星を別々に見ることができない連星のことです。2つの星は非常に接近しており、数週間から数日の間にお互いの周りを非常に速く動き回っている。しかし、地球に向かったり遠ざかったりする星が発する光の色のドップラー変化を記録することができる分光器を使うことで、2つの星が別々に見えるようになる。
エクリプスバイナリー
分光学的な双子星の中には、地球に対してエッジオンの軌道をとるものがあります。このような場合、2つの星が交互に相手の星の前を通過し、相手の星を食ってしまう、いわゆる「食う連星」になります。この場合、片方の星がもう片方の星の前を通っている間は、二重星から見える光の量が少し減ります。
アストロメトリック・バイナリー
天体視連星とは、片方の伴星しか見えない連星のこと。地球の近く（約10パーセクまで）にある天体連星では、目に見える伴星が目に見えない伴星の周りを動く「ゆらぎ」を見ることができる場合があります。長時間にわたって測定することで、見える星の質量や軌道の長さを算出できる可能性があります。この方法は、恒星の周りを回る大きな惑星の存在を検出するためにも使われており、2007年現在、200個以上の惑星が発見されています。
システムのプロパティ
ほとんどの連星は離脱連星である。互いの重力を除けば、お互いに何の影響もありません。
いくつかの連星は互いに接近しており、一方の星または両方の星が他方の星から物質を引き寄せることができるようになっている。接触双星は、同じ恒星の大気を共有しており、長い時間をかけて摩擦によって速度が低下すると、1つの星に合体することがある。これは、新星よりは明るく、超新星よりは弱く、一時的に明るく輝く現象である。
フォーメーション
1つの星が他の星のすぐ近くを通ったときに連星ができる可能性はありますが、その可能性は非常に低く（実際には2つの星が合体するには3つの星が近づかなければなりません）、星が密集している場所でのみ発生すると考えられています。現在のところ、ほとんどの双子星は、星が生まれる高密度のガス雲の中で一緒に形成されていると考えられています。
ランナウェイと新星
可能性は低いが、通過する星が連星系を乱し、連星を分裂させるのに十分な重力を与える可能性があるのだ。分離した星は、その後、普通の一つの星として生活する。しかし、十分な重力が加わって、2つの仲間がものすごい速さで離れていく、いわゆる暴走星が発生することもある。
時には白色矮星の周りを回っている星もあります。その星が十分に大きく、白色矮星に近ければ、白色矮星は伴星の大気からガスを吸い込むことができる。長い時間をかけて、大量のガスが白色矮星に集まってきます。このガスが白色矮星の重力によって圧縮されると、やがて核融合が起こり、新星と呼ばれる非常に明るい光を放つようになる。場合によっては、白色矮星に大量のガスが集まり、爆発によって完全に破壊されてしまうこともあり、これを超新星と呼んでいる。このような現象は、大きな星が軌道を維持する重い伴星を持たなくなるため、暴走星になることもある。
X-Ray バイナリー
X線二重星は、大量のX線を放射する。これは、質量の大きな星が質量の小さな星を食べることで生じる。質量の小さい星はドナーとなり、その物質は排出されて、質量の大きい（しかしよりコンパクトな）星である降着星に落ちます。これにより、例えばX線のような高エネルギーの光子が放出されます。X線はまた、熱核燃焼と呼ばれるプロセスで、質量の大きい星の表面の物質が消費されることによっても発生します。これにより、10秒間のバーストが発生します。
質問と回答
Q:連星とは何ですか?
A:連星とは、2つの星が互いに周回する星のことです。
Q: 連星系では、明るいほうの星を何と呼ぶのですか?
A:明るいほうの星を主星と呼びます。
Q:連星の質量を知ることができるのはなぜですか?
A:連星の軌道を見ることで、連星の質量を知ることができます。
Q:連星と視線方向の光学二重星はどう違うのですか?
A:連星はより近くにあり、重力でつながっているのに対し、視線方向の光学二重星は近くに見えるだけで重力でつながっていません。
Q:真の連星を発見し、証明したのは誰ですか?
A: ウィリアム・ハーシェルが真の連星を発見し、証明した最初の人物です。
Q:連星の発見に関して、ジョン・ハーシェルは何をしたのか?
A: ジョン・ハーシェルは、さらに数千個の連星を発見し、父ウィリアム・ハーシェルが出版したカタログを更新しました。
Q: 二重星が物理的にくっついている可能性を示唆したのは誰ですか?
A: ジョン・ミッシェルが1767年に、二重星が偶然に並んだものである確率は小さいと主張し、二重星が物理的にくっついている可能性を初めて示唆した。
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