Loading article…
観測天文学において、二重星または視覚的二重星とは、地球から見たときに互いに近くに見える一対の星のことで、特に光学望遠鏡を用いた場合に見られる。
これは、そのペアが連星（つまり、互いに軌道を回り、重力によって結びついた星の連星系）を形成しているか、または光学的二重星、つまり観測者から異なる距離にある2つの星が偶然視線上に並んだものであるために起こります。[ 1 ] [ 2 ]連星は、その運動を知ることで恒星質量やその他の恒星パラメータを直接計算できるため、恒星天文学者にとって重要です。2つの構成要素が別々に肉眼で見える唯一の（可能性のある）「連星」のケースは、ミザールとアルコルの場合です（実際には多重星系ですが）。しかし、ミザールとアルコルが重力によって結びついているかどうかは確実にはわかっていません。[ 3 ]
1780年代初頭から、プロとアマチュアの二重星観測者は望遠鏡を使って二重星間の距離と角度を測定し、ペアの相対運動を決定してきた。[ 4 ]ペアの相対運動が軌道の弧を描いている場合、または相対運動が両方の星の共通固有運動に比べて小さい場合、ペアは連星として相互に軌道を描いていると結論付けられる。そうでない場合は、ペアは光学的である。[ 2 ]多重星系もこの方法で研究されているが、多重星系の力学は連星系の力学よりも複雑である。
以下に、3種類の対になった星を示します。
望遠鏡の改良により、これまで非視覚連星が視覚連星に変化する可能性があり、 2006年にポラリスAで起こったように。 [ 5 ]非視覚連星と視覚連星を区別するのは、望遠鏡で2つの別々の星を観測できないことだけです。
おおぐま座のミザールは、ベネデット・カステッリとガリレオによって二重星であることが観測された。[ 6 ]他の二重星の発見もすぐに続いた。ロバート・フックは1664年に最初の二重星系の一つであるガンマ・アリエティスを発見し[ 7 ] 、南十字座の明るい南の星アクルックスは1685年にフォンテーヌによって二重星であることが発見された。[ 1 ]それ以来、徹底的な探索が行われ、全天が見かけの等級が約9.0まで二重星について調査された。[ 8 ]北半球の9.0等級より明るい星のうち、少なくとも18個に1個は、36インチ（910mm ）望遠鏡で見える二重星であることが知られている。[ 9 ]
光学的二重星と真の連星という無関係なカテゴリーは、歴史的および実用的な理由からまとめて扱われています。ミザールが連星であることが判明した当時、二重星が連星系なのか、それとも単なる光学的二重星なのかを判断するのは非常に困難でした。改良された望遠鏡、分光法[ 10 ]、および写真撮影が、区別するための基本的なツールです。ミザールが視覚的連星であると判明した後、その構成要素自体が分光的連星であることが判明しました。[ 11 ]
視覚的測定による視覚的二重星の観測では、空にある 2 つの構成星間の分離角と位置角が得られます。位置角は、星が分離している方向を示し、北を 0° としたとき、明るい方の星から暗い方の星への方位として定義されます。[ 13 ]これらの測定値は測定値と呼ばれます。視覚的連星の測定値では、位置角は徐々に変化し、2 つの星間の分離角は最大値と最小値の間で振動します。測定値を平面上にプロットすると楕円が得られます。これが見かけの軌道、つまり 2 つの星の軌道を天球に投影したもので、真の軌道はこれから計算できます。[ 14 ]カタログ化されている視覚的二重星の大部分は視覚的連星であると予想されていますが、[ 15 ] 10 万を超える既知の視覚的二重星のうち、軌道が計算されているのはわずか 数千個だけです。[ 16 ] [ 17 ]
視覚的に二重星であることを確認するには、構成要素の相対運動を観測すればよい。運動が軌道の一部である場合、または星の視線速度が似ている場合、あるいは固有運動の差が共通の固有運動に比べて小さい場合、そのペアは物理的に二重星である可能性が高い。短時間観測した場合、光学的二重星と長周期視覚連星の両方の構成要素は直線的に動いているように見えるため、この2つの可能性を区別するのは難しい場合がある。[ 18 ]
明るい二重星の中には、バイエル記号で識別されるものがあります。この場合、構成要素は上付き文字で示されることがあります。その例として、α Crucis (Acrux) があり、その構成要素は α 1 Crucis と α 2 Crucis です。α 1 Crucis は分光連星であるため、実際には多重星です。上付き文字は、 α 1,2 Capricorni、ξ 1,2 Centauri、ξ 1,2 Sagittariiのように、物理的に無関係な、より遠方の同じバイエル記号を持つ星のペアを区別するためにも使用されます。これらの光学的なペアは肉眼で分離できます。
これらのペアを除いて、二重星の構成要素は、一般的に、二重星の名称に付加された文字 A (より明るい主星) と B (より暗い伴星) で表されます。たとえば、α Canis Majoris (シリウス) の構成要素は α Canis Majoris A と α Canis Majoris B (シリウス A とシリウス B) です。44 Boötisの構成要素は 44 Boötis A と 44 Boötis B です。ADS 16402の構成要素は ADS 16402A と ADS 16402B です。以下同様です。ペアを表すために文字 AB を一緒に使用することもできます。多重星の場合、追加の構成要素を表すために文字 C、D などを使用することがあり、多くの場合、最も明るい星 A からの距離が大きくなる順に使用されます。[ 19 ]
視覚的に二重に見える天体も、発見者の名前の略称にその観測者固有のカタログ番号を付けて指定されます。たとえば、α Centauri AB のペアは 1689 年にリショー神父によって発見されたため、RHD 1と指定されています。[ 1 ] [ 21 ]他の例としては、ジェームズ・ダンロップによって発見された 65 番目の二重天体 Δ65や、 FGW ストルーブによって発見された Σ2451 などがあります。
ワシントン二重星カタログは、二重星と多重星の大規模なデータベースで、100,000 を超えるエントリが含まれています[ 16 ]。各エントリには、 2つのコンポーネントの分離の測定値が示されています。各二重星はカタログの 1 つのエントリを形成します。n個のコンポーネントを持つ多重星は、カタログのn −1 組のエントリで表され、各エントリは多重星の 1 つのコンポーネントと他のコンポーネントとの分離を示します。AC などのコードは、どのコンポーネントが測定されているかを示すために使用されます。この場合、コンポーネント C とコンポーネント A の相対的な分離を示します。これは、コンポーネントの近接したペアからのコンポーネントの分離を示すために、AB-D などの形式に変更される場合があります (この場合、コンポーネント D とペア AB の相対的な分離)。Aa などのコードは、別のコンポーネント (この場合は A) に対して測定されているコンポーネントを示すためにも使用できます。[ 22 ]発見者の指定もリストされています。しかし、ΔやΣなどの従来の発見者の略語は、大文字のローマ字の文字列にエンコードされているため、たとえば、Δ65はDUN 65になり、Σ2451はSTF 2451になります。これに関するその他の例は、隣の表に示されています。[ 20 ] [ 23 ]
