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天文学において、ロッシュローブとは、連星系において恒星の周囲に存在する領域で、その領域内では軌道上の物質が重力によって恒星に束縛されている。これは、臨界重力等ポテンシャルによって区切られた、ほぼ涙滴型の領域であり、涙滴の頂点はもう一方の恒星の方を向いている（頂点は系のL1ラグランジュ点に位置する）。
ロッシュローブは、より質量の大きい天体の摂動を受けた際に、その天体の重力の影響範囲を近似的に示すロッシュ球とは異なります。また、重力のみで結合している物体が潮汐力によって崩壊し始める距離であるロッシュ限界とも異なります。ロッシュローブ、ロッシュ限界、ロッシュ球は、フランスの天文学者エドゥアール・ロッシュにちなんで名付けられました。
円軌道を持つ連星系では、天体とともに回転する座標系で系を記述することがしばしば有効です。この非慣性系では、重力に加えて遠心力も考慮する必要があります。これら2つの力はポテンシャルによって表され、例えば恒星の表面は等ポテンシャル面に沿って配置されます。
各恒星の近くでは、重力ポテンシャルが等しい面はほぼ球形で、近い方の恒星と同心円状になります。恒星系から遠く離れると、等ポテンシャル面はほぼ楕円形で、恒星の中心を結ぶ軸に平行に伸びます。臨界等ポテンシャル面は、系のL 1ラグランジュ点で自身と交差し、2つのローブの8の字を形成し、各ローブの中心に2つの恒星のうちの1つがあります。この臨界等ポテンシャル面がロッシュローブを定義します。[ 2 ]
共回転座標系に対して物質が運動する場合、コリオリ力が作用しているように見える。しかし、コリオリ力は非保存力（つまり、スカラーポテンシャルで表現できない力）であるため、これはロッシュローブモデルからは導き出せない。
重力ポテンシャル図において、L1 、 L2 、 L3 、 L4 、 L5はシステムと同期回転しています。赤、オレンジ、黄、緑、水色、青の領域は、ポテンシャルが高い順から低い順に配列されています。赤い矢印はシステムの回転方向、黒い矢印はデブリの相対運動方向を示しています。
宇宙ゴミは、電位の低い領域では速く移動し、電位の高い領域では遅く移動する。そのため、低軌道における宇宙ゴミの相対運動は系の公転方向と同じ方向であり、高軌道における相対運動は逆方向となる。
L 1は重力捕獲平衡点です。これは連星系の重力カットオフ点です。L 1、L 2、L 3、L 4、L 5の中で最小のポテンシャル平衡点です。これは、デブリがヒル球（内側の青と水色の円）と共通重力領域（内側の黄色と緑の8の字）の間を移動するのに最も容易な方法です。
L2とL3は重力摂動平衡点です。これらの2つの平衡点を通過することで、デブリは外部領域（外側の黄色と緑色の8の字型領域）と連星系の共通重力領域の間を行き来することができます。
L4とL5は、この系における最大のポテンシャル点です。これらは不安定な平衡点です。2つの恒星の質量比が大きくなると、オレンジ、黄色、緑色の領域は馬蹄形の軌道になります。
赤い領域はオタマジャクシの軌道になります。
恒星が「ロッシュローブを超える」とは、恒星の表面がロッシュローブの外側に広がり、ロッシュローブの外側にある物質が、第一ラグランジュ点を介してもう一方の天体のロッシュローブに「落下」する現象を指します。連星系の進化においては、これはロッシュローブの溢流による質量移動と呼ばれます。
原理的には、質量移動によって天体の完全な崩壊が起こる可能性がある。なぜなら、天体の質量が減少するとロッシュローブが縮小するからである。しかし、一般的にはこのような事態は起こらない。第一に、ドナー星の質量が減少するとドナー星も縮小し、このような結果を防ぐ可能性がある。第二に、2つの連星系構成要素間で質量が移動すると、角運動量も移動する。質量が大きいドナーから質量が小さい降着天体への質量移動は一般的に軌道の縮小につながるが、その逆は軌道の拡大につながる（質量と角運動量の保存を仮定した場合）。連星軌道の拡大は、ドナーのロッシュローブの縮小をそれほど劇的なものにせず、場合によっては拡大させることさえあり、多くの場合、ドナーの破壊を防ぐ。
質量移動の安定性、ひいてはドナー星の正確な運命を判断するには、ドナー星の半径とロッシュローブの半径が、ドナー星からの質量損失にどのように反応するかを考慮する必要があります。星がロッシュローブよりも速く膨張したり、ロッシュローブよりもゆっくりと収縮したりする状態が長く続くと、質量移動は不安定になり、ドナー星は崩壊する可能性があります。ドナー星がロッシュローブよりもゆっくりと膨張したり、速く収縮したりする状態が長く続くと、質量移動は一般的に安定し、長期間継続する可能性があります。
ロッシュローブの溢れ出しによる質量移動は、アルゴル系、再帰新星（赤色巨星と白色矮星からなる連星で、赤色巨星からの物質が白色矮星に流れ込むほど接近している）、X線連星、ミリ秒パルサーなど、多くの天文現象の原因となっている。このようなロッシュローブの溢れ出し（RLOF）による質量移動は、さらに3つの異なるケースに分類される。
ロッシュローブの正確な形状は質量比に依存する、そして数値的に評価する必要がある。しかし、多くの目的において、ロッシュローブを同じ体積の球として近似することが有用である。この球の半径の近似式は次のとおりである。
どこそして。 関数より大きいのために長さAは系の軌道間隔であり、r 1 は質量M 1のロッシュローブに近似する体積を持つ球の半径である。この式は約 2% 以内の精度である。[ 2 ] エグルトンによって別の近似式が提案され、次のようになっている。
![\displaystyle {\frac {r_{1}}{A}}=\max {[f_{1},f_{2}]}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/65a796ffb605ad9afa0d1088583ce6a77f2b414c)
