食連星と分光連星

連星の軌道がほぼエッジオンに見えるとき、星々が互いを食し、その光は公転に伴って波長が変化します。これらの効果を組み合わせることで、星の質量と半径を非常に高い精度で求めることができます。

Definition

分光連星とは、軌道運動によるスペクトル線の周期的なシフトによって識別される連星であり、食連星とは、私たちの視点から見て星々が周期的に互いの前を通過し、測定可能な明るさの低下を引き起こす連星のことです。

Scope

このトピックでは、スペクトル線の周期的なドップラーシフトによって検出される分光連星、一方の星が他方の前を通過する際に明るさが低下する食連星、光度曲線と視線速度曲線の解析、および両方の効果が観測される系から正確な恒星の質量、半径、温度を決定する方法について扱います。

Core questions

• 分光連星はどのように検出されますか？
• 食連星の明るさの低下は何が原因ですか？
• 食と視線速度はどのように組み合わされて恒星の半径と質量を与えますか？
• 分離型食連星が非常に貴重なのはなぜですか？

Key concepts

• 視線速度曲線
• 質量関数
• 二重線分光連星
• 光度曲線
• 主食と副食
• 軌道傾斜角
• 基礎的恒星パラメータ

Key theories

視線速度と質量関数

軌道運動は、ドップラー効果によって星のスペクトル線を前後にシフトさせます。視線速度曲線の振幅と形状は、分光質量関数を通じて質量を制約し、二重線系は質量比を直接与えます。

食の光度曲線解析

光度曲線における食の深さ、持続時間、形状は、軌道速度と組み合わせることで、星の相対半径、温度、軌道傾斜角を与えます。分離型二重線食連星は、絶対質量と半径を数パーセントの精度で与えます。

Mechanisms

星々が公転するにつれて、私たちに向かって近づいたり遠ざかったりする運動により、スペクトル線がシフトし、視線速度曲線が描かれます。軌道がほぼエッジオンの場合、各星が周期的に他方を遮り、食を発生させます。この食のタイミングと深さから、星のサイズと軌道傾斜角が明らかになります。これらを組み合わせることで、他の方法を制限する縮退が解消され、絶対質量と半径が得られます。

Clinical relevance

分離型食連星は、利用可能な恒星の基礎的パラメータの中で最も正確なものを提供し、恒星進化モデルが検証される際のベンチマークとなります。また、近傍銀河への正確な距離指標としても機能し、宇宙距離梯子の段を固定します。

History

18世紀にグッドリックはアルゴルの変光を、見えない伴星による食として説明しました。20世紀初頭にはラッセルとシャプレーが食の光度曲線から軌道要素を抽出する方法を開発し、コーパルとその後の研究者たちが、現在精密な恒星パラメータを導き出すために使用されているモデリングを洗練させました。

Key figures

• Henry Norris Russell
• Harlow Shapley
• John Goodricke
• Zdenek Kopal

Seminal works

• torres2010
• russell1912

Frequently asked questions

アルゴル星はどのような例ですか？

アルゴルはプロトタイプ食連星です。肉眼でも気づくその規則的な減光は、より明るい星の前を周期的に通過するより暗い伴星によって引き起こされ、この現象はジョン・グッドリックによって初めて食として正しく説明されました。

分光連星でもある食連星が非常に有用なのはなぜですか？

分光観測は星の速度を与え、食は軌道傾斜角と相対的なサイズを決定します。これらを組み合わせることで、通常不明である軌道の傾きという不確定要素が取り除かれ、天文学者は両方の星の絶対質量と半径を高い精度で決定することができます。