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連星または連星系とは、互いに重力で結びつき、公転している2つの星の系のことです。連星は、恒星の質量を直接測定したり、恒星進化の理論を検証したりできるため、天体物理学において最も重要な天体の1つです。夜空で肉眼では1つの天体に見える連星は、望遠鏡を使うと別々の星として分離されることが多く、その場合は視覚連星と呼ばれます。多くの視覚連星は数世紀または数千年という長い公転周期を持つため、その軌道は不確実であったり、よく分かっていなかったりします。また、分光法（分光連星）や位置天文学（位置天文学連星）などの間接的な手法で検出されることもあります。連星がたまたま私たちの視線に沿った平面を公転している場合、その構成要素は互いに食を起こしたり、通過したりします。このようなペアは食連星、または公転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。
連星系の構成要素が十分に接近している場合、互いの恒星外層大気を重力によって歪めることがあります。場合によっては、このような近接した連星系は質量を交換し、単独の星では到達できない段階まで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でもあります。
望遠鏡の発明以来、互いに近くに見える二重星が観測されてきた。初期の例としては、ミザールとアクルックスがある。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た[ 1 ] [ 2 ]（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た）。[ 3 ]南十字星の明るい南天の星アクルックスは、1685年にフォンテーヌ神父によって二重星として発見された。[ 1 ]
星がペアになっているのは単なる光学的な整列以上のものだという証拠は、1767年にイギリスの自然哲学者で聖職者のジョン・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示されました。彼は論文の中で、完全にランダムな分布や偶然の整列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していることを実証しました。彼はプレアデス星団に調査を集中させ、そのような星の密集した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、これらの二重星系や多重星系の星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、こうして連星や星団の存在の最初の証拠を提供しました。[ 4 ]
ウィリアム・ハーシェルは1779年に連星の観測を開始し、地球が太陽の周りを公転するにつれて近い星の位置が変化するのを測定（視差を測定）し、近い星までの距離を計算できるように、近い星と遠い星のペアを見つけようとしました。彼はまもなく約700個の連星のカタログを出版しました。[ 5 ] [ 6 ] 1803年までに、彼は25年間にわたって多数の連星の相対位置の変化を観測し、視差の変化を示すのではなく、連星系で互いに公転しているように見えると結論付けました。 [ 7 ]連星の最初の軌道は1827年にフェリックス・サヴァリーが北斗七星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、米国海軍天文台が作成した視覚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、光学二重星や連星を含む10万組以上の二重星が含まれています[ 9 ]。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 ] 。
この文脈で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使用され、[ 11 ]彼は次のように書いています。[ 12 ]
逆に、二つの恒星が互いに非常に近い位置にありながら、同時に周囲の恒星の引力の影響をほとんど受けないほど十分に離れている場合、それらは独立した恒星系を形成し、互いの引力によって結びついたままとなる。これを真の連星と呼ぶべきであり、このように互いに結びついた二つの恒星は、これから考察する恒星連星系を形成する。
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一対の星に限定されます。望遠鏡や干渉計法で分離できる連星は、視覚連星として知られています。[ 13 ] [ 14 ]既知の視覚連星のほとんどでは、完全な公転はまだ観測されておらず、曲線経路または部分的な弧に沿って移動していることが観測されています。[ 15 ]
二重星というより一般的な用語は、空で近くに見える一対の星に使用されます。[ 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、単に空で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つの星である場合もあります。後者は光学的二重星または光学的ペアと呼ばれます。[ 16 ]
連星は、観測方法に応じて、視覚的観測、分光的観測（スペクトル線の周期的な変化による）、測光的観測（食による明るさの変化による）、または位置天文学的観測（見えない伴星によって引き起こされる星の位置のずれの測定による）の 4 つのタイプに分類されます。[ 13 ] [ 17 ]どの連星もこれらのクラスの 複数に属する可能性があります。たとえば、いくつかの分光連星は食連星でもあります。
視覚連星とは、2つの構成要素間の角分離が十分に大きく、望遠鏡や高倍率双眼鏡で二重星として観測できる連星のことです。望遠鏡の角分解能は視覚連星の検出において重要な要素であり、連星観測に高い角分解能が適用されるにつれて、検出される視覚連星の数は増加していくでしょう。2つの星の相対的な明るさも重要な要素であり、明るい星からのグレアによって、暗い星の存在を検出することが難しくなる場合があります。
連星系において、明るい方の星を主星、暗い方の星を伴星とみなす。一部の出版物（特に古いもの）では、暗い伴星をcomes（複数形comites 、伴星）と呼ぶ。星の明るさが同じ場合は、発見者の呼称を主星とするのが慣例となっている。[ 18 ]
伴星の主星に対する位置角と、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、主星を原点とする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可能性の高い楕円が描かれます。この楕円は見かけの楕円として知られており、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できますが、恒星視差、したがって系の距離がわかっていない限り、半長軸は角度単位でしか表すことができません。[ 14 ]
連星の存在を示す唯一の証拠は、その星から放出される光に生じるドップラー効果である場合がある。このような場合、連星は一対の星から構成され、それぞれの星から放出される光のスペクトル線は、星が地球に向かって移動しているときは青色に、地球から遠ざかっているときは赤色にシフトする。これは、共通の重心の周りを共通の軌道で公転する周期で起こる現象である。
これらの連星系では、恒星間の距離は通常非常に小さく、軌道速度は非常に速い。軌道面が視線に垂直でない限り、軌道速度には視線方向の成分があり、観測される連星系の視線速度は周期的に変化する。視線速度は、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分光計を用いて測定できるため、このようにして検出された連星は分光連星と呼ばれる。これらのほとんどは、現存する最高分解能の望遠鏡を用いても、視覚的な連星として分離することはできない。
一部の分光連星では、両方の星のスペクトル線が観測され、線は交互に二重線と単線になります。このような系は二重線分光連星（しばしば「SB2」と表記される）として知られています。他の系では、一方の星のスペクトルのみが観測され、スペクトル線は周期的に青色、赤色、そして再び青色へとシフトします。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、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。観測データは時間に対してプロットされ、得られた曲線から周期が求められます。軌道が円形の場合、曲線は正弦曲線になります。軌道が楕円形の場合、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 (つまりa sin i ) は、線形単位 (例えばキロメートル) 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 ]
視覚的にも分光的にも連星である連星は稀であり、発見されれば貴重な情報源となる。現在までに約40個が知られている。視覚的に連星である連星は、多くの場合、実際の分離距離が大きく、周期は数十年から数世紀に及ぶ。そのため、軌道速度が小さすぎて分光観測で測定することは通常不可能である。一方、分光的に連星である連星は、互いに接近しているため軌道上を高速で移動し、通常は視覚的に連星として検出するには近すぎる。したがって、視覚的にも分光的にも連星であることが確認された連星は、地球から比較的近い位置にあると考えられる。
食連星とは、2つの星の軌道面が観測者の視線に非常に近い位置にあるため、構成要素が互いに食を起こす連星系のことである。[ 20 ]連星が分光連星でもあり、系の視差が既知である場合、その連星は恒星分析にとって非常に価値がある。ペルセウス座の三重星系であるアルゴルには、最もよく知られた食連星の例が含まれている。
食連星は変光星ですが、これは個々の星の光が変化するからではなく、食によって光が変化するからです。食連星の光度曲線は、ほぼ一定の光度期間と、一方の星がもう一方の星の前を通過する際の周期的な光度低下によって特徴づけられます。明るさは軌道上で2回低下する可能性があり、1回目は伴星が主星の前を通過するとき、2回目は主星が伴星の前を通過するときです。どちらの星が掩蔽されているかに関わらず、2つの食のうち深い方を主食と呼び、浅い2回目の食も起こる場合は、それを伴食と呼びます。明るさの低下の大きさは、2つの星の相対的な明るさ、掩蔽される星のうち隠される部分の割合、および星の表面輝度（つまり有効温度）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 ]
食連星の軌道周期は光度曲線の研究から決定でき、最も近い星の円盤がもう一方の星の円盤の上を滑る際の明るさの変化の速さを観測することで、軌道の半径に基づいて個々の星の相対的な大きさを決定できる。[ 20 ]また、分光連星であれば、軌道要素も決定でき、星の質量も比較的容易に決定できるため、この場合、星の相対的な密度を決定できる。[ 21 ]
1995年頃から、8メートル級望遠鏡で銀河系外食連星の基本パラメータの測定が可能になった。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を直接測定することが可能になった。 [ 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、さんかく座銀河までの距離を直接推定するために使用された。食連星は、銀河までの距離を5%の精度で測定する直接的な方法を提供する。[ 23 ]
近傍の非食連星も、星同士が互いに及ぼし合う様子を3つの方法で観測することで測光的に検出できる。1つ目は、星が伴星から反射する余分な光を観測することである。2つ目は、伴星による星の形状の変形によって生じる楕円形の光の変化を観測することである。3つ目は、相対論的ビーム効果が星の見かけの等級に及ぼす影響を調べることである。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ある。[ 24 ]
天文学者たちは、空虚な空間の周りを公転しているように見える星をいくつか発見した。位置天文連星は、比較的近くにある星で、目に見える伴星がなく、宇宙空間のある一点の周りをゆらゆらと揺れているのが見える。通常の連星に使われるのと同じ数学的手法を用いて、見当たらない伴星の質量を推定することができる。伴星は非常に暗いため、現在検出できないか、主星のまぶしさに隠れている可能性がある。あるいは、中性子星のように、電磁波をほとんど、あるいは全く放出しない天体である可能性もある。[ 25 ]
目に見える恒星の位置は、その伴星からの重力の影響により変化するため、慎重に測定され、検出されます。恒星の位置は、より遠方の恒星を基準として繰り返し測定され、周期的な位置のずれがチェックされます。通常、この種の測定は、10パーセク以内などの近傍の恒星に対してのみ実行可能です。近傍の恒星は固有運動が比較的大きいため、天体位置測定用の連星は、空を横切るように揺れ動くように見えます。
伴星が恒星の位置に観測可能な変化を引き起こすほど十分に質量が大きい場合、その存在を推測することができる。可視星の動きを十分な期間にわたって精密な位置天文学的測定を行うことで、伴星の質量と軌道周期に関する情報を決定できる。 [ 26 ]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できる。[ 27 ]
この連星検出方法は、恒星を周回する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の長さから、この測定を行うには極めて厳しい条件が課せられます。恒星の位置変化の検出は非常に高度な科学であり、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を回避できるため、より高精度な観測が可能になります。
別の分類は、星の大きさに対する星間の距離に基づいています。[ 28 ]
分離型連星とは、それぞれの恒星がロッシュローブ（つまり、自身の重力がもう一方の恒星の重力よりも大きい領域）内にある連星のことです。主系列星である間は、これらの恒星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タイプに属します。
半分離型連星とは、連星を構成する一方の星がロッシュローブを満たし、もう一方の星は満たさない連星のことである。このような相互作用する連星では、ロッシュローブを満たす星（ドナー星）の表面からガスが、もう一方の降着星へと移動する。この質量移動が系の進化を支配する。多くの場合、流入するガスは降着星の周囲に降着円盤を形成する。
接触連星は、連星の2つの構成要素がロッシュローブを満たしているタイプの連星です。恒星大気の最上部は、両方の星を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が軌道運動を減速させると、星は最終的に合体する可能性があります。[ 29 ] W Ursae Majorisはその一例です。
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。これにより重力ポテンシャルエネルギーが解放され、ガスが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です。これらの連星は、ドナー星の質量に応じて低質量または高質量に分類されます。高質量X線連星は、若い早期型の高質量ドナー星を含み、その恒星風によって質量を移動させる一方、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を溢れ、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型連星である。[ 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線連星であるはくちょう座X-1である。はくちょう座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 ]中性子星の最大理論質量に対するトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ限界をはるかに超えている。そのため、ブラックホールであると考えられており、広くそう信じられていた最初の天体であった。[ 33 ]
軌道周期は1時間未満（AM CVn型星の場合）または数日（ベータ・リラエの構成要素）の場合もあれば、数十万年（アルファ・ケンタウリABの周りのプロキシマ・ケンタウリ）の場合もある。[ 34 ]
アプルゲート機構は、特定の食連星に見られる長期的な軌道周期の変動を説明する。主系列星が活動周期を経るにつれて、星の外層は磁気トルクを受け、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。連星ペアの星の軌道は、その形状変化と重力的に結合しているため、周期は活動周期（通常は数十年のオーダー）と同じ時間スケールで変調（通常は ∆P/P ~ 10 −5のオーダー）を示す。[ 35 ]
アルゴル連星系で観測された別の現象として、周期の単調増加がある。これは、アプレゲート機構で説明される周期の増減が交互に起こるという、はるかに一般的な観測とは全く異なる。周期の単調増加は、通常（常にではないが）、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る[ 36 ]。
連星の構成要素は、系の名称に付加される接尾辞AとBで表され、 A は主星、B は伴星を表します。接尾辞AB はペアを表すために使用できます (たとえば、連星 α Centauri AB は、星 α Centauri A と α Centauri B から構成されます)。2 つ以上の星を持つ系には、C、Dなどの追加の文字が使用される場合があります。[ 37 ]連星がバイエル表記を持ち、広く離れている場合、ペアのメンバーは上付き文字で指定される可能性があります。例として、 ζ 1 Reticuli と ζ 2 ReticuliからなるZeta Reticuliがあります。 [ 38 ]
二重星は、発見者とインデックス番号を併記した略称でも指定されます。[ 39 ]例えば、αケンタウリは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 ] [ 40 ]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。[ 41 ]
連星系における伴星は、主星に対する温度差に応じて、高温伴星または低温伴星と呼ばれることがある。
例：
2 つの単独星間の重力捕獲によって連星が形成される可能性はゼロではないが、そのような事象の可能性が非常に低いこと (エネルギー保存則により、1 つの重力体で別の重力体が捕獲されることはあり得ないため、実際には 3 つの天体が必要となる) 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ない。まだ主系列にない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裏付けている。原始星形成中の分子雲の断片化は、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。[ 48 ] [ 49 ]
3つの恒星の質量がほぼ等しい3体問題の結果として、最終的には3つの恒星のうち1つが系から放出され、その後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ことになる。
主系列星は進化の過程でサイズが大きくなるにつれて、ある時点でロッシュローブを超えることがあります。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侵入することを意味します。 [ 50 ]その結果、物質は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一方の星からもう一方の星へと移動し、直接衝突によって吸収されるか、降着円盤を通して移動します。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ます。[ 51 ]降着円盤が連星の中で最も明るい（したがって、時には唯一見える）要素であることは珍しくありません。
星がロッシュローブの外側で急速に成長し、豊富な物質がもう一方の成分に伝達されない場合、物質が他のラグランジュ点または恒星風として系から離脱し、結果として両方の成分から事実上失われる可能性もあります。[ 52 ] 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、単独の星では到達できない段階を作り出します。[ 53 ] [ 54 ] [ 55 ]
食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はまだ主系列星であるのに対し、質量の小さいアルゴルBは進化の後の段階で準巨星になっていることが観測された。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、そのロッシュローブが満たされ、質量の大部分がまだ主系列星であるもう一方の星に移動した。アルゴルに似た連星の中には、実際にガスの流れが見られるものもある。[ 56 ]
遠く離れた連星系でも、外部からの摂動によってその生涯の間に重力的な接触を失う可能性がある。その場合、構成要素は単独の星として進化していく。2つの連星系が接近遭遇すると、両方の系が重力的に破壊され、一部の星が高速で放出されて暴走星となることもある。[ 57 ]
白色矮星に、ロッシュローブから溢れ出るほど近い伴星がある場合、白色矮星は恒星の外層大気からガスを着実に集積します。これらのガスは白色矮星の強い重力によって表面に圧縮され、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ます。白色矮星は縮退物質で構成されているため、熱にはほとんど反応しませんが、集積された水素はそうではありません。CNOサイクルを通じて表面で安定的に水素核融合が起こり、このプロセスによって放出される膨大なエネルギーによって、残りのガスが白色矮星の表面から吹き飛ばされます。その結果、新星として知られる非常に明るい光の爆発が起こります。[ 58 ]
極端な場合、この現象によって白色矮星がチャンドラセカール限界を超え、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、これも暴走星の可能性のある原因の一つです。 [ 59 ] [ 60 ]このような現象の一例として、ティコ・ブラーエが観測した超新星SN 1572があります。ハッブル宇宙望遠鏡は最近、この現象の残骸の写真を撮影しました。
連星系は、軌道力学によって恒星の質量と半径を高精度で決定できるため、恒星の基本的な特性を測定するための重要な実験室です。また、重力波の発生源である中性子星連星やブラックホール連星などの特異な天体の生成にも重要な役割を果たしています。[ 61 ]
連星系は、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する。連星間の重力によって、両星は共通の重心の周りを公転する。視覚的に観測される連星の軌道パターン、あるいは分光観測される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る。このようにして、恒星の外観（温度と半径）と質量の関係を見出すことができ、それによって非連星系の質量を決定することが可能となる。
恒星の大部分は連星系に存在するため、連星系は恒星形成過程の理解において特に重要です。特に、連星系の周期と質量は、系内の角運動量に関する情報を提供します。角運動量は物理学において保存される量であるため、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。
単純な連星系の場合、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は次のように与えられる。
どこ
a を一方の物体が他方の物体の周りを公転する軌道の長半径とすると、r 1は最初の物体が重心または重心の周りを公転する軌道の長半径であり、r 2 = a − r 1は2番目の物体が公転する軌道の長半径である。重心がより質量の大きい物体内にある場合、その物体は明確な軌道を描くのではなく、揺れ動いているように見える。
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、特定の実際のシステムを表すものではありません。
天の川銀河の恒星系のおよそ3分の1が連星または多重星系であり、残りの3分の2が単独星であると推定されている。 [ 63 ]通常の恒星の全体的な多重度は、恒星質量の単調増加関数である。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に属する可能性が着実に増加する。[ 62 ]
連星の公転周期と軌道の離心率には直接的な相関関係があり、周期の短い系ほど離心率が小さい。連星は、互いに接触するほど接近して公転するものから、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ほど遠く離れているものまで、考えられるあらゆる距離で存在する。重力によって結びついた連星系には、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る。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ある。[ 64 ]
2つの星の明るさが同じペアでは、それらは同じスペクトル型でもあります。明るさが異なるシステムでは、明るい星が巨星の場合は暗い星の方が青く、明るい星が主系列星の場合は暗い星の方が赤くなります。[ 65 ]
星の質量は、その重力による引力からのみ直接決定できます。太陽や重力レンズとして機能する恒星を除けば、これは連星系や多重星系でのみ可能であり、連星は重要な種類の星です。視覚的に連星の場合、系の軌道と恒星視差が決定された後、2つの星の合計質量はケプラーの調和法則を直接適用することによって得られます。[ 66 ]
残念ながら、分光連星が視覚連星または食連星でない限り、その完全な軌道を取得することは不可能です。そのため、これらの天体からは、質量と視線に対する傾斜角の正弦の積を決定す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、系の両方の天体の仕様（質量、密度、大きさ、光度、おおよその形状）に関する完全な解を求めることが可能です。
連星系には太陽系外惑星が存在することが数多く発見されているが、そのような系は単独星系に比べて比較的まれである。ケプラー宇宙望遠鏡の観測によると、太陽と同じタイプの単独星のほとんどには多くの惑星が存在するが、連星系ではその3分の1に過ぎない。理論シミュレーションによると、[ 67 ]遠く離れた連星系でさえ、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、別のシミュレーションでは、連星伴星の存在が原始惑星系円盤を「かき混ぜる」ことで、安定した軌道領域内での惑星形成率を実際に向上させ、その内部の原始惑星の降着率を高める可能性があることが示唆されている。[ 68 ]
多重星系における惑星の検出には、追加の技術的困難が伴うため、発見されることは稀であると考えられる。[ 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。[ 70 ]
これまで知られていた14の惑星系を調査したところ、そのうち3つが連星系であることが判明した。すべての惑星は主星の周りをS型軌道で公転していた。これら3つのケースでは、伴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なかった。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た。[ 71 ]
SF作品では、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のように、連星系や三連星系の惑星が舞台としてよく取り上げられてきました。また、有名な作品「ナイトフォール」では、これを六連星系にまで広げています。現実には、軌道範囲によっては力学的な理由から不可能なものもあります（惑星は比較的すぐに軌道から弾き出され、系から完全に弾き出されるか、より内側または外側の軌道範囲に移動してしまうでしょう）。また、軌道によっては、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、将来の生物圏にとって深刻な課題となるものもあります。連星系で一方の恒星だけを周回する惑星は「S型」軌道、両方の恒星を周回する惑星は「P型」または「周連星」軌道を持つと言われています。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維持できると推定されています。[ 68 ]
構成要素間の距離が大きく、色も異なるため、アルビレオは最も観測しやすい連星の1つです。最も明るいメンバーは、はくちょう座 で3番目に明るい星で、実際にはそれ自体が近接連星です。はくちょう座には、ブラックホールと考えられているX線源であるはくちょう座X-1もあります。これは質量が大きいX線連星で、光学的対応物は変光星です。[ 72 ]シリウスは別の連星で、夜空で最も明るい星で、視等級は-1.46です。おおいぬ座にあります。1844年にフリードリヒ・ベッセルはシリウスが連星であると推測しました。1862年にアルバン・グラハム・クラークは伴星（シリウスB、見える星はシリウスA）を発見しました。 1915年、マウント・ウィルソン天文台の天文学者たちは、シリウスBが白色矮星であることを突き止め、これは最初に発見された白色矮星であることが判明した。2005年、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12,000 km (7,456 mi)、質量が太陽の98%であることを突き止めた。[ 73 ]
食連星の一例として、ぎょしゃ座のε星が挙げられます。可視成分はスペクトル型F0に属し、もう一方の（食を起こしている）成分は見えません。このような食は2009年から2011年にかけて最後に起こり、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ついてさら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、こと座の半分離型連星系であるβ星です。
その他の興味深い連星には、61 Cygni （はくちょう座にある連星で、2つのK型（オレンジ色）主系列星である61 Cygni Aと61 Cygni Bから構成され、大きな固有運動で知られています）、プロキオン（こいぬ座で最も明るい星であり、夜空で8番目に明るい星で、主星と暗い白色矮星の伴星からなる連星です）、SS Lacertae（食連星でしたが、食が止まりました）、V907 Sco（食連星でしたが、食が止まり、再開し、再び止まりました）、BG Geminorum（ブラックホールとK0型星が周回していると考えられている食連星）、2MASS J18082002−5104378 （天の川の「薄い円盤」にある連星で、最も古い既知の星の1つが含まれています）などがあります。[ 74 ]
2つ以上の星からなる系は多重星と呼ばれます。アルゴルは最も有名な三連星（長い間連星と考えられていた）で、ペルセウス座に位置しています。この系の2つの構成要素は互いに食を起こし、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から）を意味し、おそらくその特異な振る舞いから名付けられたのでしょう。もう1つの目に見える三連星は、南天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番目に明るい星であり、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全ではないという事実を強調しています。リギル・ケンタウルスとトリマンは最接近時に11 AUの距離にあり、どちらも安定した居住可能領域を持っているはずです。[ 75 ]
三連星系以外の例もあります。カストルは六連星系で、ふたご座で2番目に明るい星であり、夜空で最も明るい星の1つです。天文学的には、カストルは1719年に視覚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、暗く広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-ミザール視覚連星も6つの星から構成されており、ミザールを構成する4つの星とアルコルを構成する2つの星です。QZカリーナは、少なくとも9つの個々の星から構成される複雑な多重星系です。 [ 76 ]
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