星系

恒星系または恒星系は、^重力によって束縛され、互いに周回する少数の恒星です。重力によって束縛された大規模な恒星の集まりは、一般的に星団または銀河と呼ばれますが、広義ではそれらも恒星系です。恒星系は、惑星や同様の天体（彗星など）を含む惑星系と混同しないでください。

2 つの恒星からなる恒星系は、連星、連星系、または物理的二重星として知られています。潮汐力の影響、他の力による摂動、および一方の恒星から他方の恒星への質量の移動がない場合、このような系は安定しており、両方の恒星は系の重心の周りを無限に楕円軌道で回ります。 ^[要出典] (二体問題を参照)。連星系の例としては、シリウス、プロキオン、白鳥座 X-1などがあります。白鳥座 X-1 は、おそらく恒星とブラックホールで構成されています。

多重星系は、地球から見ると空で互いに近いように見える2つ以上の星で構成されています。 ^{[疑わしい–議論する]}これは、星が実際に物理的に近く、重力で互いに結びついていることが原因である可能性があり、その場合は物理的な多重星です。または、この近さは単に見かけ上のものである可能性があり、その場合は光学的な多重星です。 ^{[a]物理的な多重星は、}多重星または多重星系とも呼ばれます。^{[2] [3] [4] [5]}

多重星系のほとんどは三重星です。4つ以上の要素を持つ系は、発生する可能性が低くなります。[ ^3]多重星系は、 3つの星を含む場合は三重、三連、または三重星と呼ばれます。4つの星を含む場合は四連、または四連星、5つの星の場合は五連、または五十連星、6つの星の場合は六連、または六十連星、 7つの星の場合は七連、または七連星、8つの星の場合は八連、または八連星と呼ばれます。これらの系は、より複雑なダイナミクスを持ち、通常100から1,000個の星を持つ散開星団よりも小さくなります。 ^[6]既知の多重星系のほとんどは三重です。多重度が高いほど、特定の多重度を持つ既知の系の数は多重度とともに指数関数的に減少します。^[7]たとえば、物理的な多重星のトコヴィニンカタログ^[3]の1999年改訂版では、記載されている728の系のうち551が三重です。しかし、選択効果が疑われるため、これらの統計を解釈する能力は非常に限られています。^[8]

多重星系は、主に 2 つの力学クラスに分けられます。

（１）階層的システムは安定しており、相互作用があまりない入れ子状の軌道で構成されているため、階層の各レベルは二体問題として扱うことができる。

または

（２）台形軌道は不安定で強く相互作用する軌道を持ち、 n体問題としてモデル化され、カオス的な挙動を示す。^[9]台形軌道には2つ、3つ、または4つの星がある。

ほとんどの多重星系は、いわゆる階層的システムで構成されています。つまり、システム内の星は2つの小さなグループに分けられ、それぞれのグループがシステムの質量の中心の周りを大きな軌道で回っています。これらの小さなグループもそれぞれ階層的である必要があります。つまり、それらはさらに小さなサブグループに分割され、それら自体も階層的である必要があります。^[11]階層の各レベルは、近いペアを単一の星であるかのように考えることで、 2体問題として扱うことができます。これらのシステムでは、軌道間の相互作用はほとんどなく、星の動きはシステムの質量の中心の周りの安定した^{[3] [12]} ケプラー軌道に近づき続けます^{[13] 。これは、不安定な台形システムや、}星団や銀河内の多数の星のさらに複雑なダイナミクスとは異なります。

物理的な三重星系では、各恒星は系の質量の中心を周回する。通常、2つの恒星が近接連星系を形成し、3つ目の恒星は連星軌道よりもはるかに大きな距離でこのペアを周回する。この配置は階層的と呼ばれる。^{[14] [11]}この配置の理由は、内側の軌道と外側の軌道の大きさが同程度である場合、系が動的に不安定になり、恒星が系から放出される可能性があるためである。^[15] EZ Aquariiは、外側の恒星がさらに2つの赤色矮星からなる内側の物理的な連星を周回する、物理的な階層的三重星系の例である。すべてが重力で結合していない三重星は、物理的な連星と光学的な伴星（ βケフェウス座など）で構成される場合もあれば、まれに、純粋に光学的な三重星（ γセルペンティスなど）で構成される場合もある。

3 つ以上の恒星からなる階層的な多重星系では、より複雑な配置が数多く生成される。これらの配置は、天井から吊るされた装飾用のモビールに似た、Evans (1968) がモバイル ダイアグラムと呼んだものによって構成できる。階層システムの例は、右の図 (モバイル ダイアグラム) に示されている。ダイアグラムの各レベルは、システムが 2 つ以上のより小さなサイズを持つシステムに分解されていることを示す。Evans は、ノードに 2 つ以上の子が存在する場合、つまり、サブシステムの分解に同程度の大きさの軌道が 2 つ以上含まれる場合、ダイアグラムを多重化と呼ぶ。三重星の場合に既に見たように、これは不安定になる可能性があるため、多重星は単体であると予想される。つまり、各レベルにちょうど 2つの子が存在する。Evans は、ダイアグラムのレベルの数を階層化と呼ぶ。^[11]

• (b) のような階層 1 の単体図は、バイナリ システムを表します。
• 階層2の単体図は、(c)のように3重システム、または(d)のように4重システムを記述する場合があります。
• 階層 3 の単体図は、4 個から 8 個のコンポーネントを持つシステムを記述できます。(e) のモバイル図は、階層 3 の 4 重システムの例を示しています。これは、近い連星システムを周回する 1 つの遠方コンポーネントで構成され、近い連星のコンポーネントの 1 つはさらに近い連星です。
• 階層3のシステムの実際の例としては、カストル（別名アルファジェミノルム、αジェム）があります。これは視覚的に見える連 星で構成されていますが、よく見ると2つの分光連星で構成されていることがわかります。これはそれ自体では（d）のように4重階層2システムですが、より遠くにある暗いコンポーネントが周回しており、これも近接赤色矮星連星です。これは階層3の6重システムを形成します。^[16]
• 1999年現在、AAトコヴィニンの多重星カタログに記載されている最大階層は4である。^[3]たとえば、グリーゼ644Aとグリーゼ644Bは、近接した視覚連星のように見えるものを形成している。グリーゼ644Bは分光連星であるため、これは実際には三重星系である。三重星系には、より遠い視覚的な伴星であるグリーゼ643と、さらに遠い視覚的な伴星であるグリーゼ644Cがあり、これらはグリーゼ644ABと共通の動きをするため、三重星系に重力で結びついていると考えられている。これは五重星系を形成し、その移動図は(f)に示すレベル4の図となる。^[17]

さらに高次の階層も考えられます。^{[11] [18]}これらの高次の階層のほとんどは安定しているか、内部摂動を受けています。^{[19] [20] [21]}複雑な多重星は、より一般的に観測される三重星や四重星のように、理論的には時間の経過とともにより複雑でない多重星に崩壊すると考える人もいます。^{[22] [23]}

トラペジウムは通常、非常に若く不安定なシステムです。これらは恒星の育成場で形成され、急速に安定した多重星に分裂すると考えられています。その過程で、銀河の高速星として構成要素を放出する可能性があります。 ^{[24] [25]これらは、}オリオン星雲の中心にあるトラペジウムクラスターとして知られる多重星系にちなんで名付けられています。^[24]このようなシステムは珍しくなく、明るい星雲の近くまたは内部によく現れます。これらの星には標準的な階層的配置はありませんが、安定した軌道をめぐって競争します。この関係は相互作用と呼ばれます。^[26]このような星は最終的に、遠くの伴星と近い連星に落ち着き、以前にシステム内にあった他の星は高速で星間空間に放出されます。^{[26]このダイナミクスは、2つの連星グループまたは多重システムの衝突中に放出された可能性のある}暴走星を説明できる場合があります。この出来事はぎょしゃ座AE星、コロンバエMu星、53 Arietis星を200 km/ ^s以上の速度で放出したとされ、約200万年前のオリオン星雲のトラペジウム星団にまで遡ることができる。 ^{[27] [28]}

複数の恒星の構成要素は、システムの指定に接尾辞A、B、Cなどを付加することで指定できます。 ABなどの接尾辞は、 AとBのペアを表すために使用できます。 B、Cなどの文字のシーケンスは、構成要素Aから離れた順序で割り当てることができます。^{[29] [30]}既知の構成要素の近くで発見された構成要素には、Aa、Baなどの接尾辞が割り当てられることがあります。^[30]

AA トコヴィニンの多重星カタログでは、移動図の各サブシステムが一連の数字でエンコードされるシステムを使用しています。たとえば、上の移動図 (d) では、最も広いシステムに番号 1 が付けられ、その主成分を含むサブシステムには番号 11 が付けられ、その副成分を含むサブシステムには番号 12 が付けられます。移動図でこれより下に表示されるサブシステムには、3 桁、4 桁、またはそれ以上の桁の番号が付けられます。この方法で非階層型システムを説明する場合、同じサブシステム番号が複数回使用されます。たとえば、3 つの視覚コンポーネント A、B、C を持つシステムで、そのうちの 2 つをサブシステムにグループ化できない場合、2 つのサブシステムに番号 1 が付けられ、2 つの連星 AB と AC を表します。この場合、B と C が後で連星に分解されると、サブシステム番号 12 と 13 が付けられます。^[3]

二重星や多重星の現在の命名法では、異なる方法で発見された連星に異なる命名（例えば、視覚連星には発見者による命名、食連星には変光星の命名）が与えられ、さらに悪いことに、構成する文字が著者によって異なって割り当てられるため、例えば、ある人にとってのAが別の人にとってのCになるなど、混乱が生じる可能性がある。^[31] 1999年に始まった議論の結果、この問題に対処するための4つの提案されたスキームが生まれた。^[31]

• KoMa は、大文字と小文字、アラビア数字とローマ数字を使用した階層的な体系です。
• アーバン/コービン指定法は、デューイ十進分類法に似た階層的な数値体系である。^[32]
• シーケンシャル指定法は、コンポーネントとサブシステムに発見順に番号を割り当てる非階層的な方式である。^[33 ]
• WMC (ワシントン多重星カタログ) は、ワシントン二重星カタログで使用される接尾辞に接尾辞の文字と数字を追加して拡張した階層的なスキームです。

指定システムの場合、システム内の階層を識別すると、サブシステムの識別とそのプロパティの計算が容易になるという利点があります。ただし、既存の階層の上位または中間レベルで新しいコンポーネントが発見された場合は問題が発生します。この場合、階層の一部が内側に移動します。存在しないことが判明したコンポーネントや、後で別のサブシステムに再割り当てされたコンポーネントも問題を引き起こします。^{[34] [35]}

2000年の第24回国際天文学連合総会でWMC方式が承認され、委員会5、8、26、42、45で、使用可能な統一指定方式に拡張することが決議された。^[31]その後、 WMC方式を使用した、赤経30分をカバーするカタログのサンプルが用意された。 ^[36]この問題は2003年の第25回総会で再び議論され、委員会5、8、26、42、45、および干渉計作業部会で、WMC方式を拡張してさらに開発することが再び決議された。^[37]

サンプルのWMCは階層的に構成されており、観測された軌道周期または軌道間隔に基づいて階層が構築されている。このサンプルには、物理​​的ではなく光学的な二重星が多数含まれているため、この階層は見かけ上のものだけである可能性がある。階層の最初のレベルには大文字（A、B、...）、2番目のレベルには小文字（a、b、...）、3番目のレベルには数字（1、2、...）が使用されている。後続のレベルでは小文字と数字が交互に使用されるが、サンプルではそのような例は見つからなかった。^[31]

• シリウスは、主系列A型星と白色矮星からなる連星である。
• シリウスに似たプロキオン
• ミラは赤色巨星と白色矮星からなる変光星である。
• デルタ・セファイ(セファイド変数)
• 食連星アルマーズ
• スピカ

• アルファ・ケンタウリは、主な連星である黄色矮星とオレンジ矮星のペア（リギル・ケンタウルスとトリマン）と、その外側にある赤色矮星であるプロキシマ・ケンタウリで構成された三重星である。リギル・ケンタウルスとトリマンは一緒になって、アルファ・ケンタウリAB、α Cen AB、またはRHD 1 ABと呼ばれる物理的な連星を形成し、ABはこれが連星系であることを示す。^{[38]連星の}軌道は中程度に離心率が高いため、構成要素は11 AUほど近くにもなり、36 AUほど離れることもある。プロキシマ・ケンタウリは、（あまり一般的ではないが）アルファ・ケンタウリCとも呼ばれ、αケンタウリABからはるかに遠く（4300〜13,000AU）、547,000（+66,000/-40,000）年の周期で中心のペアを周回している。^[39]
• 北極星、またはこぐま座アルファ星 (α UMi) は、三重星系であり、より近い伴星が主星に非常に近いため、 2006 年にハッブル宇宙望遠鏡によって撮影されるまで、伴星が北極星 A (α UMi A) に及ぼす重力の影響からしか知られていませんでした。
• グリーゼ 667 は、 2 つの K 型主系列星と赤色矮星からなる三重星系です。赤色矮星 C には 2 個から 7 個の惑星があり、そのうちの 1 つである Cc と、未確認の Cf および Ce は、居住可能な可能性があります。
• HD 188753は、地球から約149光年離れた白鳥座に位置する三重星系である。この系は、黄色矮星のHD 188753A 、橙色矮星のHD 188753B 、赤色矮星のHD 188753Cから構成されている。BとCは156日周期で互いの周りを公転し、グループ全体としては25.7年周期でAの周りを公転している。^[40]
• フォーマルハウト（α PsA、α Piscis Austrini）は、みなみのうお座 にある三重星系です。2013年に、K型フレア星であるみなみのうお座TW星と赤色矮星LP 876-10が宇宙空間で固有運動を共有していることが確認され、三重星系であることが発見されました。主星には、初期の太陽系のものと類似しているが、はるかに質量が大きい巨大な塵の円盤があります。また、ガス巨星フォーマルハウトbも含まれています。同年、三次星LP 876-10にも塵の円盤があることが確認されました。
• HD 181068は、赤色巨星と 2 つの主系列星からなるユニークな三重星系です。星の軌道は、3 つの星すべてが互いに食い合うような向きになっています。

• カペラは、一対の赤色矮星が周回する一対の巨大な恒星で、太陽系から約 42 光年離れています。見かけの等級は約 0.08 で、カペラは夜空で最も明るい恒星の 1 つです。
• 4 ケンタウリ^[41]
• 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^{[42] 、p. 1 [43]}によって観測されたときに最初に発見された連星であるとよく言われますが、おそらくベネデット・カステッリとガリレオによって以前に観測されていました。^[要出典]後に、その構成要素であるミザールAとBの分光法によって、これらが両方とも連星であることが明らかになりました。^[44]
• 98800 の
• PH1系には、4つの恒星のうち2つを周回する惑星PH1 b（2012年にZooniverseの一部であるPlanet Huntersグループによって発見）があり、四重星系に存在する最初の惑星として知られています。^[45]
• KOI-2626は地球サイズの惑星を持つ最初の四重星系である。^[46]
• クサイ・タウリ（ξタウリ、ξタウリ）は、地球から約222光年離れたところにあり、3つの青白色のB型主系列星と1つのF型星からなる分光四重星および食四重星である。2つの星は近い軌道を回っており、7.15日ごとに互いの周りを一周する。これらの星は、3番目の星の周りを145日ごとに一周する。4番目の星は、他の3つの星の周りを約50年ごとに一周する。^[47]

• ダビフ
• ミンタカ
• 155448 ^[48]
• KIC4150611 ^[49]
• 1SWASP J093010.78+533859.5 ^[50]

• ベタトゥカ亜科^[51]
• カストル^[52]
• 139691 ^[53]
• TYC 7037-89-1 ^[54]
• AlcorがMizarシステムの一部であると考えられる場合、システムは 6 重であると考えられます。

• ジャバ^[55]
• ARカシオペヤ座^[56]
• V871ケンタウリ^[57]

• カシオペヤ座ガンマ星^[58]

• QZカリーナ^[59]

• 太陽系外惑星
• 太陽系

ウィキメディア・コモンズには、多重恒星系に関連するメディアがあります。

• NASA 天文写真集: 三重星系 (2002 年 9 月 11 日)
• NASA 天文写真集: アルファ ケンタウリ系 (2003 年 3 月 23 日)
• アルファ・ケンタウリ、エイポッド、2002 年 4 月 25 日
• 三重星系に関する一般ニュース、TSN、2008年4月22日 2019年4月3日にWayback Machineにアーカイブ
• ダブルスター図書館は、2008年12月15日にWayback Machineでアーカイブされてお​​り、米国海軍天文台にあります。
• 新しい太陽系外惑星の命名

• NASA 天文写真集: 三重星系 (2002 年 9 月 11 日)
• NASA 天文写真集: アルファ ケンタウリ系 (2003 年 3 月 23 日)
• アルファ・ケンタウリ、エイポッド、2002 年 4 月 25 日