複数の星の謎： 複数の太陽を持つ惑星は実際どう見えるか？| スペースドキュメンタリー

複数の星の謎： 複数の太陽を持つ惑星は実際どう見えるか？| スペースドキュメンタリー

知られている星の半分以上が二重整形や 多重整形に属していることをご存知です か旅行者の皆さんようこそ今日は最も壮大 な天体バレーの中心で厚生の女児師に 乗り出す単独の星の単純なスペクタクルに とまらず形の複雑さを探求してみ ましょう2つ3つあるいは何千もの星が 重力の永遠のダンスによって結びついた これらの星団は銀河系の無限の部隊で宝石 のように輝いて いる星星が互いに歪むほど接近し物質を 交換し合い光とエネルギーの脅威を 生み出しているの だ複数の整形はまさに息を飲むような宇宙 のスペクタクルで あるしかし次の冒険に出発する前に是非 このビデオをいいねして見逃さないように チャンネル登録して くださいありがとうございまし た [音楽] 人間は常に星に魅了されてきた古代では星 は世界の屋根に空いた穴でありそこから 燃える炎を観察できると信じられていた 古代ギリシャでは空にあるものは全て星 だった 惑星は彷徨う星であり水星は毛むくじゃら の星だっ た宇宙はその多様な天体のおかげで尽きる ことのない驚きの源泉となって いる肉眼で星空を観察しても星の最も明白 な特徴である明るさを理解することが できるいくつかの星は 他の星よりも明るく輝いて いる理想的な観測条件かでは6000個の 星が肉眼で 見える双眼鏡や望遠鏡を使えば天川銀河で も他の銀河でも何百万もの星星を資格的に 捉えることが できる全ての星はユニークだがエネルギー と光を生み出すという共通点が あるその姿は実に多様で ある太陽の100万倍近く明るく輝くもの もあればそれ以下のものもある太陽の 1000倍の大きさのものもあれば100 倍小さいものも ある表面温度は数万度に達するものもあれ ば数千度以下のも ある構成をその高度によって分類する最初 の試みは紀元前2世紀にニアの天文学者 ヒッパルコスによってなされ た彼の多くの著作の中に850個の構成を その座標と高度に従って列挙した厚生 カタログがあるその後れアレクサンドリア に住んでいたギリシャの科学者

クラウディウスプトレマイオス がそのアルマゲストの中でこのデータを 取り上げさらに充実させ たプトレマイオスはこの論文で古代の数理 天文学全体を再編成し冥界かつ守備一貫し て説明し たのヒッパルコスのカタログを元にし プトレマイオスのカタログでは星は6つの 階級に分類されて いる最も明るい星は1等星暗い星は2等星 そして肉眼ではほとんど見えない星までが 六等星に分類されて いる投球という言葉は今でも星や運銀河の 明るさを表すのに使われ 全ての星が同じ色をしているわけではない 古来より赤色に見える星もあれば黄色白色 青色に見える星も あるリゲルやベガのような最も高温の星は 表面温度が1万度以上に達し青っぽく 見える太陽に近く蒸気の星よりも少し温度 が低い星は黄色く 見える最も冷たい星は表面温度がまだ 3000度前後でベテルギウスや アンタレスのように赤っぽく 見えるしかし星とは一体何なのだろう か星とは光を生み出す巨大な核工場である 私たちが最もよく知っているのはそして 私たちに最も近いのは太陽 だしかし宇宙には太陽のような星が何十億 子もあるそれらは太陽のように輝いている が私たちは夜にしか見ることができ ない一方太陽は私たちのすぐ近くにある ためはその存在に目がみ他の星が見えなく なることさえ ある惑星とは異なり構成は自ら光を 発する一方惑星は太陽の光を反射している だけ だ星は地球の何百万倍何百倍もの質量を 持つ巨大なガスの玉で ある自転しながら強烈な光を放つ表面温度 は数鮮度に 達する構成には多種多様な種類があり赤色 生殖大質量消失量とそれぞれ 異なる構成が光を発するのは構成を構成 する物質が中心部で非常に圧縮されている からである このコアの熱は数百万度に達し核反応を 起こして巨大なエネルギーを放出 するこのエネルギーは光の形で放出さ れるコアでの核反応は原子の合体や融合を 引き起こす大多数の星では水素原子角が 融合してヘリウム原子角をを形成 するその昔青函ガスやチの雲が自重で崩壊 し星が誕生し たこのような巨大な文春運は望遠鏡で見る

と光輝く背景に浮かび上がる黒い反転とし て 見えるこれらの整形の直系は300高年に も達する 球場星団とは別に銀河系で最も巨大な構造 物で あるそして現在私たちが目にしている暗く て冷たいガスとチの雲こそがいつか新しい 星が輝く場所なの だ宇宙に永遠はない夜空は10億年前と今 とでは全く違って 見える星の誕生には何万年もかかる星が 生まれるとその周りのガスに色がつき不 規則な形をした地の雲が光輝く背景に 浮かび上がるこのような宇宙の苗床の中で 星と星の間の空間は空では ない重力によって青物質が集まり巨大な雲 が形成さ れるこれらの雲の中心部は暗くて 冷たい異なる原子が結合して単純な分子を 形成するのに適した条件であるため分子雲 と呼ばれて いる青函物質の密集した雲が収縮し重力の 作用で小さなに分裂すると星団の中心が 原子性を形成 する原性を誕生させた物質群が自転したの と同じように原性は自転運動に導かれ残留 物質は原生の周囲を回転する円盤上に分布 する原は円盤から物質を引き寄せ 成長を続けることが できる大量の物質が原子性に降り注ぐと ジェットと呼ばれるガスのバーストが発生 するこのジェットによって不透明な雲の中 に原生が存在することが明らかに なる原はこれらのガスを圧縮することに よってエネルギーを す原が密になればなるほどより多くの物質 を引き寄せその引力も大きく なる物質の動きは加速し温度は上昇 するコアが十分に加熱されて水素が ヘリウムに融合すると原生は若い星に なる 構成はその一生のほぼ90%の間核融合に よってコアの水素をヘリウムに変換し光の 形で放出されるエネルギーを生成 する構成の寿命はコアの水素が尽きると 尽きる星の寿命はその質量に応じて 少なかれゆっくりと尽きていく最も質量の 大きい星は超神性爆発を起こし膨大な量の 物質とエネルギーを放出し銀河系の別の 場所に新しい星の苗床を形成する引き金と なる質量がそれほど大きくない星は太陽の ように膨張を 徐々に触去へと変化 するコアで新たな核反応が始まりガスが

どんどん失われて いく物質の放出が加速し惑星上運として 知られる包みが形成さ れる中心には白色性が残り高密度の絶滅し た星となる しって星の寿命はその質量とエネルギーを 生み出す燃料の量に左右さ れる太陽の寿命は約100億年ですでに その半分の約50億年で あるしかし質量が大きければ大きいほど 長生きするというわけではない例え燃料が たくさんあも燃料をたくさん燃やすので 燃え尽きるのも早くなる太陽の何十倍もの 質量を持つ星が何百倍も短い寿命を持つの はこのため だ天体のパノラマでは星は互いに比較的 孤立しているように見えるかもしれないが 実際には孤立した天体ではなく集まって 様々な密度の解合や星団を形成して いる場合によってはより密接な繋がりを 形成し二重性や連星系として知られるペア を形成する連星系の大部分では公星感の 距離は高いままで ある一方の星が方の星の周りを好転する 周期は通常100年を 超える二重性の発見は望遠鏡を使った最初 の発見の1つであっ た北斗市性に位置するミザール星が二重性 であることが初めて発見された科学者たち は宇宙の星の数の多さを考える とルが特別なケースではないはずだとすぐ に推測した 1780年代には700近い二重性の観測 を報告するカタログが出版された発見初期 の最大の問題は観測された二重性が本当に 互いに関連しているのかそれとも単なる延 法の結果なのかという だそのため視法を用いて二重関の距離を 測定する必要があった科学者たちは それぞれの星が天空で複雑な楕円系の パターンを描いていることを観察した天体 力学の法則によれば重力で結ばれた2つの 天体は楕円機動を描く 二重性は大きく3つに分類される至連星 速光連星文連星ですこの分類は星がどの ように結びついているかによって決まり ます試練性は男性と推定される別の構成と 相対的に運動しているためこのような名前 がています速攻連星系は一方の星がもう 一方の星に食されることによって周期的な 明るさの変化を示すものである食連性とも 呼ばれる文連星はスペクトル線の ドップラー効果を利用して近い距離にある 2つの星が関連しているかどうかを調べる 成文法によって知られて

いるドップラー効果とは波を放射している 光原に対して動いている観測者がその波の 周波数の見かけ上の変化を近する物理現象 で ある二重性を発見 [音楽] しよう私たちから 378高年離れたサリ座にある連星サリ座 AR 星手性は地球の20万倍の質量を持つ白色 星連星は見えないこの連星は手性と共通の 重心の周りを好転している小さくて冷たい 赤色星に違い ないサリ座AR星は説明のつかない光の ゆらぎが特徴である実は最初に研究された 時謝って変更性に分類された見かけの 16.9等制から13.6等制まで30秒 タラスの間に高速が4倍になるのだ 1970年代以降の観測からサリ座AR星 は 中性と呼ばれる星に属することが示唆され ているこのクラスは回転する白色星を定義 し質量の小さい性から物質を引き寄せて 取り込むその結果合着円盤が形成さ れる座の約 847年の距離にあるWR104はウルフ ライエ星 1998年に発見されたウルフライエ星と は太陽質量の数十倍に相当する質量を持つ 高温の星で ある死刑列性に続く短時間の間にボルフ ライエ星は非常に激しい高成風の形で コアを取り込む物質を排出するその後コア が露出し聴診性爆発を 起こすWR104はもう1つのOB型性を 伴う連星である連星の好転周期は約240 日で連星の高風は200天門単位以上の 渦巻き型をして 最近のWR104の回転軸の高原的測定 からこの星が超神性爆発を起こすとその局 から物質のジェットが放出され高 エネルギー放射線やガンマ線バーストも 放出されることが示唆されている爆発は 30万年以内に起こる可能性が この仮説を確認する時間は十分に あるLペガシは太陽から3900高年の 距離にあるミ型変更性で あるペガススザL星は太陽から3900 高年の距離にあるミガ変更 生これらの赤色去勢は厚生進化の最終段階 に ある数百年以内に改革を出して惑星上水運 を形成し白色星となるこの連星形には極端 な炭素性が含まれているこのタイプの星は 酸素よりも炭素が支配的な科学素性を持つ

2つの星は炭素性から放出された地に隠れ ており赤外線でしか観測でき ないLペガ子は原子惑星上運と考えられる 渦巻場の運に囲まれているこの運は アルキメデス渦巻きという珍しい形をして おり直線上を一応に移動する点がある点を 中心に一応にすることで描かれる曲線で あるこの形状は構成の性と素質性との相互 作用によるものかもしれ ないエータカリーナへは少なくとも2つの 構成からなる整形であるこの名前は フランス語である非常に明るく太陽の 倍以上もあるカリーナへは地球から 7500年離れた天川銀河の流こと座に あるその年齢はわずか250万年で ある流こと座飯田aとbは非常に濃い2極 性に囲まれているため観測が 難しいこの はホムンクルスと呼ばれて いる骨座飯田Bは変身軌道を回っており約 5.5年で一周 するカリーナへAは青い長居性の変更 性で あるその直径は太陽の約1150倍約 16億kmに相当すると天文学者は推定し て いる表面温度は4万度に 達する4等制で汚染のない空では肉眼で 簡単に見ることが できるしかし南半球にあるためヨーロッパ や北米の観測者からは見えないそれでも 例えばニューカレドニアやレユニオンなど 南半球の観測者であれば空に3千と輝くの を見ることが できるカノープスと南十字星の間にある 大きなカリーナ運の中で最も明るい星に 見える望遠鏡で見るとエータカリーナへは 水運の中にあってはっきりとオレンジ色に 見える 飯田はわずか150年前に地球から観測 可能な爆発を起こし たその結果ホムンクルス聖運として知ら れる巨大な聖運が形成された今では太陽系 の大きさに [音楽] 達する17世紀までエカリーナ内の信頼 できる記録はなかった 1677年にエドモンドハレによって 初めて正確に観測されたがその位置は チャールズ大座の別の星との関係で示され ただけだったこの科学者は見かけ上の投球 を4としたがこれは現代のスケールでは 3.3に相当する 17世紀の大半の間エータカリーナへは そのコドによって区別されることはなかっ

た 1827年ウィリアムバーシがこの星の 異常な明るさを観測した彼はこの星の明る さに変化があるのではないかと考えた同じ 頃イギリスの天文学者ジョンハーシェルが 南アフリカから一連の正確な測定を行い エータカリーナへが常に1.4等制程度で 輝いていることを実証し たしかし 1837年末のアルバム彼はこの星が リゲルよりも明るいことを発見して驚いた これが大噴火と呼ばれる期間の始まりでで ありそれは18年近く続くことに なる 1838年1月エータカリーナへは ケンタウルスザアルファ星と同じ明るさに なったその後3ヶ月で高度は減少したその 後数年間この星の行動は定期的に上昇と 加工を繰り返した1895年カリーナ 衛星の高度は7.5等制まで衰えた資格的 な現行は大噴火の際に排出されたガスと 地理によるものと考えられている大噴火の 際に観測された明るさの変化は大質量性が 滅する前にその層を放出するというより もの振舞に似ているしかし爆発の威力にも 関わらず星は生き残った爆発によって外装 を放出することはできたがカリーナへ を完全に消滅させるには不十分だったのだ 一部の天文学者によるとこの現象は噴火が 実際には2つの星の融合であったという 事実で説明できると [音楽] いう2018年発表された研究では カリナへ噴火の際に観測された事象を説明 できるシナリオが提案され た元々はカリナへAとカリナへB という緊密な連星からなる30整形でその 周囲に第3の構成要素であるカナエC が引力を受けていた可能性があるこの3つ の構成要素はその後複数の相互作用を 受けることになるこの整形で最も大きな星 であるカリナへAはその寿命が尽きる と膨張し待機の一部を万正であるAた カリナエBに奪われた性Aと性Bの間で量 の移動が起こり軽の重力バランスが崩れた 流座飯田AはBから遠ざかりBはさらに 質量を増した遠ざかるにつれてカリナ へAはKから離れたところにあった第3の 星カリナへCと重力的相互作用を始め たAが形から に連れてCは起動を変えカリナへBに 近づいたその結果物質の異常な投射が 起こった流こと座飯田性CとBが合体した 当初投影された物質は高密度だった非常に ゆっくりと膨張した融合のまさにその瞬間

大爆発が起こったこれによって ホムンクルス聖運の両極の商用ができた この物質がゆっくりと動く弾丸に追いつい て押し流し環境を加熱したこれが 1837年から天文学者によって観測され た大噴火の間の主な高原であった流こと座 飯田性BとCが合体している 座Aは楕円道で引力を受け続けている 5.5年ごとにBの外装を横切りx戦放射 をもたらす衝撃波を発生させる流こと座 飯田性の明るさが増したのはおそらく我々 の視線上にあるチの雲が消滅したため だろうこの雲はとその風を完全に取り囲ん でいるこのため星が地球方向に放つ光は 見えなくなっているホムンクルスについて はチ雲の200倍の大きさがあるため観測 することが できる科学者たちによれば2032年頃に は地の雲は完全に消滅し重心性の安定した 輝きが現れると いうそうなれば流こと座イタ性を精密に 研究することが可能に なるkic7177553の4成分文工 連星系は特に興味深く複雑な構想をして いるケプラ宇宙暴飲鏡を使ってこのの整形 を調べたところ2つの連星が互いに好転し ておりそのうちの1つが食連星であると いう階層構造が明らかになっ た2つの連星はそれぞれ着円盤を持ちその 着円盤は外側の着円盤に囲まれて いる天文学者たちがこの整形に興味を持っ たのは職の1つを調べたところ職の タイミングに約100秒の振幅と529日 の周期で変動があることが分かったからで あるこの現象は経営惑星がこの整形の周り を変身軌道で進化していることを示唆して おり階層的な整形の中で惑星がどのように 形成され進化していくかを研究する絶好の 機械と なるワズのペア21507520ABは 大きな連星であるこの2つのメンバーは 大きな距離を隔てて いるオクタント座の78.9年の距離に あるこの奇妙な連星系は 2つの褐色星から構成されて いる両者は341天門単位離れておりこれ は冥王星の太陽からの距離の8倍に相当 するこの整形は5億年から100億年前の ものである可能性が あるこの発見に先立ち文学者たは内の相互 作用のためにこのような系が何十億年もの 間このような大きな距離で繋がり続ける ことができるとは考えていなかっ た北斗七星のゼータは元はフランス語で 北斗七星座戦車の最後から2番目の星に

位置する多重性である伝統的な名前は ミザールミザールは鍋の柄の真ん中の星で ある肉眼で見るには主力が必要 だしかし双眼鏡を使えば簡単に見ることが できる倍率の高い望遠鏡を使えばぎっしり と詰まった白い星の豪華なペアに変身 するこの2つの星の間の距離は地球から 太陽までの距離の 381倍に相当する見かけの投球は約 2.2ミザールは望遠鏡で発見された最初 の連星で ある連星はミザールaとミザールbから なりミザールAから 381天門単位離れたところにある ミザールBは4.0統制で ある水瓶座にはアルコールと呼ばれる肉眼 でかかに見える星が付随して いる大熊座80番性とも呼ばれ3.99 統制で あるミザールとアルコールのペアは最近に なって真の20重性として認められるよう になっ た馬と機種という相性もある 1/4年以上離れているがそれぞれの運動 は一緒に動いていることを証明して いるベッセルの星としても知られるシグザ 61番性はシグザに位置する太陽に匹敵 する方のスペクトル投球Kの2つの オレンジ色の星からなる整形で ある銀河系内での超高速自己運動が特徴 5.2等で晴れた空の下なら肉眼で簡単に 見ることが できる小さな望遠鏡を使えば2つの構成 要素を簡単に見ることが できるどちらも美しいオレンジがかった 赤色でスペクトル型はほとんど 同じ明るの違いからわずかに異なる色合い の印象を 受けるこれは2つの星が一等星離れている ため だ暗い方の星は明るい方の星よりも深い赤 に 見える豪華な連星形であるだけでなく61 デシニは歴史的に最も重要な星と考えられ ているこの星は死法を用いて距離を評価し た最初の星で ある186年天文学者ジュゼッペピアッツ がこの星が天空を急速に移動していること に気づい た天文学者たちは次にこの星がわずかに 行ったり来たりする運動をしているかどう かを調べたこの1年間の振動は地球が太陽 の周りを自転していることから予想さ れる視差現象に従えば地球が好転する時 近くの星は遠くの星と相対的に位置を変え

なければならない数年後の 1838年天文学者フレデリックベッセル は白の1年間の6運動の正確な測定に成功 し た彼は初めて厚生までの距離を見積もる ことができた当時彼が見つけた10.5 高年という値は現在測定されている 11.4高年という値に非常に近かった この発見によって当時は全く予想もし なかった宇宙の深さつまり10兆kmが 確認されたので ある内座70番性は地球から約17高年 離れた打座にある連星実際連星が互いの 周りを一周するのにかかる時間はわずか 83年ループがこれほど早いは2つの天体 が比較的接近しているからだ天王星の好天 周期は太陽の周りを好転する天王製の好転 周期と数年の差しかないつまり2つの天体 の平均距離は約30億kmしか ないオフィ座70番性が地球に近いという ことはその近さにも関わらず2つの構成 要素を容易に見分けることができるという ことで ある手性であるオフィ打座70番性Aは 太陽に匹敵する大きさの大頭色の星で ある複製である7オフィbは男性よりも 質量も高度もずっと小さいオレンジ色の星 である 70オフB製の軌道は変身している70 オフAから最も近いところで11.4天門 単位以内最も遠いところで 34.8天門単位以内を通過する次の最大 利確は2024年に 起こる地球から見るとこの連は相でし やすくとてもカラフルである黄色と オレンジの式は60mm望遠鏡ですでに 見ることができるこの連星の色は白鳥座 61番性を彷彿とさ せる太陽系から約1662年離れた琴座に ある多連星 系シ性はエ1エ2と呼ばれる一Yの二重性 からなる例外的な星で二重性の相性で呼ば れることもあるケプラーの法則では星が 近ければ近いほど共通の重心を中心に早く 回転 するしかしシ1とエシ2は地球から太陽 までの距離の1万倍と見積もられる信淵に よって隔てられているため互いに非常に ゆっっくりと好転している自転周期は数 10万年と見積もられているエ1の自転 周期は約600年エ2の自転周期はその2 倍で あるシ1の星の投球はそれぞれ 5.02等と 6.022×10^23を構成する星の

年齢が若いため望遠鏡では非常に白く 見える相鏡よりも強力な装置で観測すると 2つの星がそれぞれ分裂し2つの二重性と して 見えるシリウスは死系列性とそれに付随 する白色星からなる連星系で ある大い座アルファー星としても知られ 大い座の主星となっている地球から見ると シリウスは太陽の次に明るい星である白い 星で太陽から8.6高年の距離にあるその 近さと明るさから天文学者にとって最も 憧れの研究大である私たちの住む温暖な 北井地方からは冬の夜シリウスが南の地平 線の低い位置に見え鋼鉄のような白い輝き を放っているのが 見えるシリウスは一般に乱気流で光りある 夜には虹色の先行を見せることも あるその小さな万正は手性の1万の明るさ で望遠鏡ではもっと見えない太陽に相対的 に近いためシリウスは独自の運動をして おり天球上の位置は他の多くの星よりも 早く変化 するシリウスは2つの部分からなる連星で ある AとシリウスBであるシリウスAは白色主 系列性で私たちが肉眼で観察できる星で ある質量は約2.12対応質量約 2億5000万年前の構成と考えられて いるシリウスAの科学素性は鉄が非常に 多く太陽3もある表面には弱い磁場がある シリウスAを引き連れているのは約 49.98.3対応質量シリウスAと シリウスBの距離は8.1天門単位から 301.5天門単位の間で変化し平均距離 は19.5天門単位であるその起動は特に 楕円であるシリウスAとシリウスBの間の 角度のへたりは両者を観測するのに十分な 大きさであるが両者の明るさの コントラストによってそれは損なわれた ままである シリウスBの明るさはシリウスAより ずっと低く温かく小さ直系は地球に匹敵 するシリウスBの存在はシリウスA自身の 運動の研究のおかげで研究されてきた シリウスBはすでに白色性であったため 当初はシリウスAよりも質量がが大きく 少なくとも6対応質量はあったはずで ある厚生風原症によってシリウスBは質量 の多くを奪われ現在では星系で最も質量の 小さい星となって [音楽] いるイプシロン売りはコヘルザにある食星 ハルダ アルマーズアルアンズという伝統的な名前 でも知られている約2000高年の距離に

あるその明るさは27年余りの間に3.0 等から3.8等まで変化する空で見つける のは容易では ない北半球の冬には明るい黄色い星カペラ と並んでで見える小熊座の花となる二等辺 三角形の頂点を形成している日食連星形と は両方の星の光天面が観測者の視線上に ある連星のことであるそのため2つの星は 周期的に食し合う日食連星は互いに暗く なる変更性である つの構成はスペクトル型Aqiaの長去性 で太陽からセパ石以内で最も明るい構成の 1つであるその直径は太陽直径100個分 に相当するもう一方の日食は見ることが できない日食中に観測される現象は性に よる第一性の隠蔽が急速に低下することで あるまるで校舎の星に穴が開いているかの ように天文学者たちは19世紀からこの 不思議な星を研究してきた2009年と 2010年の日食によって科学者チームは カリフォルニアの賞系を使ってイプロ性を 研究することができた日食は2009年8 月に始まり同年12月末にピークを迎え た職は2010年を通して続き2011年 に構成が通常の明るさに戻った画像は土星 と太陽の距離に匹敵する直系 厚さ700万kmのチの円盤を明らかにし たその中には小さな大質量性が含まれてい たこの発見はプシン性を否定系連星系と 定義する仮説を裏付けたこれは寿命の突き かけた大質量の星がこの大きなチの円盤に 包まれた星自身によって時折り食されると いう組み合わせであるこの現象により日食 は1年半に [音楽] 及ぶアルゴンもエプシロン星と同じ日食 変更性の連星ですペルセウスザベータ星と も呼ばれるアルゴルはペルセウス座にあり 2等星アルゴルは92.高年の距離にあり その固有運動は半径方向の速度に比べて 非常に小さい地球からは肉眼で簡単に 見える日食時には5時間かけて徐々に明る さが弱まり最小の明るさになるその後5 時間かけて最初の明るさを 取り戻すこの明るさの変化は普段は同じ くらい明るいのに日食の時には明らかに 暗くなるアルマハアンドロメダザ星と比較 するとよく [音楽] わかる変更性としての性質は2日と21 時間ごとにゆっくりと明るさを変えること を意味するが変更性によく見られるような 大きさの変化によるものではない 1783年ある天文学者がこの現行現象の 説明を提唱し

たそれは小さな男性が手性の前を通過する ために起こる職によるものであるこうして アルゴルは文連星と呼ばれる非常に重とし て発見され [音楽] た白鳥座の白鳥十字の先端にある アルビレオはベータシグニとも呼ばれ肉眼 でも簡単に観察できますどんなに小さな 望遠鏡で見ても空で最も美しい星の有力な 候補です倍率を高くすれば見事な色彩で 輝く2つの星を簡単に見分けることが できる明るい方は大大色に輝き暗い方は 青みがかった美しい色をしているこの総合 な姿からトパーズとサファイアという相性 もあるアルビレオは天文ファンにとって 最も対象的な であり白鳥座で5番目に明るい星である アルビレオのペアはアルビレオAと名付け られた3.1等の黄色い星とアルビレオB と名付けられた5.1等の青い星の2つ からなるこのペアの性質について長年に わって議論された 結果このペアがであることが判明した試練 星とは望遠鏡などの観測機器を用いて金棒 にある2つの星を別々に識別することが できる一つの星のことで あるアルビレオAはスペクトル投球計32 の赤色去勢その温度は4200ccに 達する アルビレオBはわずかに変更性である明る さは太陽の190倍質量は対応質量3.3 個分温度は1万2000C自転周期は15 時間未満で自転の早い星であるその結果 質量の一部を失い同じ放出質量から形成さ れた円に囲まれている1980年天体物理 学者はアルビレオのすぐ近くに別の男性が 存在することを発見したと考えたCと呼ば れるこの番は手性から46天門単位離れて いるこの意味では30整形である可能性も あるがこの観測はまだ確認されてい [音楽] ないHR6819は別名9Vテルとも呼ば れ太陽から1000公年以上離れた望遠 教子にあるこの連星は変更性として カタログ化されている基線を持つB型性と b3型星からなるこの連星は約5000万 年前に形成された科学者たちは長い間この 2つの星が厚生ブラックホールの周りを 回り30整形を形成していると考えてい たしかし最近新しいデータによってこの星 が連星系であることが確認され た2つの星の間には一方の星が他方の星を 分とする構成の吸血鬼として知られる現象 がある巨大な星は待機を取り除かれた 小さな星の引力の結果であるガスの輪に

囲まれて いるアクエリザアール星は強制性として 知られる奇妙な連星グループの1つである 地球から50年の距離に ある11世紀にはすでにそのバースト的な 明るさが注目されていた強制という言葉は 星同士のある種の相互作用を示唆している それは物質の移動を 伴うこのような構成の二重性は非常に 珍しい冷たい触去とて熱いコンパクトな星 からなる星は巨の待機を取り込むこのよう に物質が失われることで高成風が発生し星 を 包み込む10万度に達する着円盤が形成さ れ双極プラズマジェットが放出さ れる当初連星は静かな平行状態にあり その間に巨星はスペクトルの大部分で エネルギーを 失うこの平行状態が乱れると連星は活動機 に入りエネルギーと高度が数等級に達する ほど大きく変化する連星は通常の750倍 まで明るくなることも ある水がざある性の特徴は何度かの大化の 結果生じた運である性は実行温度26°の ミ型変更性の赤色 去勢手性は実行温度2600のミ型変更性 赤色去勢で実行温度2万度の白色相性を 伴っている天周期は44 年はの層部で弱まり星のために成風となる このガスは赤道面で進化し非常に明るい着 円盤を形成 する星が十分にガスを蓄積すると申請爆発 を 起こす宇宙空間に放出されたガスは円盤の 赤道面の両側に泡を形成 する年後星は着と噴出の新しいサイクルを 始める新しいガスの泡が砂時計のように 形成される星は熱Open融合反応を 起こしその表面を250°明るくするこの サイクルは巨星が星を養っている限り続く 連星系の概要に続いて 2つ以上の構成を持つ構成形を探って みよう複数整形とは2つ以上の構成を持つ 整形のことです構成が3つなら30形4つ なら40整形5つなら50生形といった 具合だこれらの整形は戦もの構成を含む 階集団よりも 小さい多重整形のモデルは二重整形よりも はかに複雑である最もよく知られているの は30整形で ある30整形は多くの場合階層的で金棒の 星と遠方の万正がつになっている現在では 最大7つの整形が知られている これらの整形がどのようなものか詳しく見 て

[音楽] みよう天川銀河は2000億個以上の星が 集まっているこのうち地球から肉眼で 見えるのは太陽系に近い星だけだその中で 最も近いのがケンタウルスザアルファ星で 3つの星からなる複合性太陽から4.37 高年の距離にあるアルファケタとも呼ば れるこの星はアルファケンタウリa アルファケンタウリbアルファケタCから なり一般的にはプロキシマケタとして知ら れて いるまた少なくとも1つの惑星があると 考えられている ケンタウルスザアルファ星はその近さと アクセスの良さから天文学者に人気のある 研究対象であり最も研究されている高成形 の1つで ある南半球ではケンタウルスザアルファー 星は南十字星の近くでまたいている シリウスカノープスについで3番目に 明るい星でその輝きは息を飲むほどである その2つの主成分は二重性を形成しており 小さな望遠鏡で簡単に観察することが できる3つ目のバ声は11統制とやや 見劣りするケンタウルスザアルファ星Aと ケンタウルスザアルファ星Bが2つの手性 であるこれらは連星アルファケンタウリ ABを形成しているこれらの星は太陽に似 ているケンタウルスザアルファ星Aは太陽 の1.1倍の 質量1519倍の高度を 持つより低音で質量が小さい アルファケンタウリBは質量が太陽の 0.07倍高度が0.45倍である3番目 の番であるプロキシ県タは赤色星と呼ば れる暗く小さな星で ある大きさは木星のわずか1.5倍でこの 2つの万正よりもはるかに高度が小さいが 太陽に最も接近した記録を 持ち24年の距離に3万2000円あった プロキシ県タとアルファケンタウリABは 約1万3000天門単位つまり海王性の 機動半径の430倍離れて いる3つの星は全て天球上で独自の動きを するその位置は何世紀にもわってゆっくり と変化してきた元々ケンタウルスザ アルファ星は二重性だっ たアルファケンタABのペアはプロキシマ ケタが近くを通りすぎる時にプロキシマ ケタを採用したの だろうしたがってプロキシマケタは重力的 に両方の星と繋がって いる HD188753は白鳥座の151高年の 彼にあるABCの3つの星からなる高成形

であるこの整形の特徴はHD188753 ABという太陽系外惑星が少なくとも1つ 存在することですこれは3つの整形で発見 された最初の太陽系外惑星であるHD 188753BとCは156日で好転し HD188753Aは [音楽] 8753AB木星のようなガス惑星だが 高成のすぐ近くに あるHD1313199はケンタウルス座 の南にある3つの構成形で我々の惑星から 約 333年の距離にあるこの整形は3つの星 構成されている中心性のHD1313 199Aは見かけ上7.0統制の青い星 高度が低いため肉眼では観測できないこの 構成に付随しているのがHD1313 199ABで長い間惑星と間違われてきた 背景性で ある 1399AにはBとCが付随しており校舎 2つは連星系を形成して いる北極星はコグマザアルファー星として も知られ小熊座で最も明るい星である 私たちが北極性と呼ぶのはこの星である天 の北極の方向をある程度正確に示すと言わ れている伝統的に多くの文明で公海に使わ れており多くの伝統的な名前に解明されて きた北極性はラテン語に由来する伝統的な 名称であるその位置は地球の自転軸の方向 とほぼ一致して いる他の星は北極星を中心に回っている ように見える 南半球では決して現れず逆に北半球では 決して沈まない最運動により北極性は何百 年もかけて位置を 変える4800年前はスバンが北極性だっ た将来はベガ星が北極性に なる北極性は超制のフェイド変更性小 アルファAで2つの小さな星を伴っている 2006年にアップル宇宙望遠鏡が撮影し た写真によってこの連星が北極性Aに引力 で引き寄せられて初めて発見された30 高成系を外観した後は4つのメンバーから なる40構成系を探って みよう ケンタウルスザ4番性ケンタウルスザH番 性とも呼ばれるはケンタウルス座にある 多連星である地球から約652光年の距離 にあるケンタウルスザ4番性は階層的な 4十整形として特徴付けられる2組の星は 14秒角離れている ケンタウルスザ4番性Aが主成分これは 文行連星であり整形の1つまたは複数の 構成要素の半径方向速度の変化によって

機動運動が検出される天体のペアを定義し ているその万正は好転する際にスペクトル に現れるドップラー効果によって検出さ れるスペクトルでは手性からの光だけが 見える見える星は青白い阿星で見かけの 投球は [音楽] 4.720.4 [音楽] と アンドロメダ座は天文学者プトレマイオス によって特定された北半球にある古代の 星座ですアンドロメダ座は1年の大半の間 北半球の井戸から 見えるアンドロメダ座はペガサス座の正 方形からやや北東に位置ペルセウス座の 方向に並んだ4つの星によって別 アルファ星デルタ星ベタ星ガンマ星で ある長いAの形をしている大きなう巻銀河 M31はこの星座で最も特徴的な天体で あり空で最も有名なものの1つである アンドロメダ銀河として知られて いるこの星座の支配的なの星のうち2つは 多重整形であるアンドロメダザアルファ星 はアンドロメダ座で最も明るい星 アルフェラッツまたはシラーとも呼ばれる 天球図ではアンドロメダザの頭部を 表すアンドロメダザガンマ星は40整形だ がさらに1つか2つの遠くの星も整形に 属している可能性があるアルマックまたは サダクビアとも呼ばれアンドロメダ座のA の南側の端に位置するオレンジ色と青色の 対象的な色を 持つ手性はアンドロメダザガンマ1と呼ば れるオレンジ色の巨星で太陽の80倍 2000倍も明るいガンマ2アンドロメダ 星はその周りをしておりそれ自体が二重性 であるガマ2Aアンドロメダ製とガンマ2 Bアンドロメダ星は高度な楕円軌道を61 年かけて互いに好転している両性とも青く ガンマ2Aアンドロメダ星は二重性で万正 はわずか2.7日で好転 する ムードラコニスはドラゴン座の銃声太陽系 から約85高年竜の頭の近くにある見かけ の投球は4.9とムードラコニアアルラス という伝統的な名前でも知られて いるこの40形は4つの星から なる AとムードラコスBが2つの性であるよく 似た大白色の星で近い軌道を描いている 見かけの投球は5.6と天候に恵まれれば 小さな望遠鏡で観測できるミュー ドラゴニュートCは性AとBから約12秒 角の距離にある赤色星であるこの40整形

の外観の後重整形を探って みようシグマオリオンはシグマ オリオスペック整形で我々の惑星から約 1150年の距離にある手性分はシグマ オリニABで0.25秒角離れた二重性で ある2つの星は0.25秒角しか離れてい ないかなり若い星であるシグマ オリオスペックつの中で最も 明るいシグマ [音楽] オリオリスープ 放って いるこのペアは最も質量の大きい連星の1 つである 質量はそれぞれ18太陽質量と13.5 太陽質量に相当するシグマオリニDとEは コドの点ではAとBのペアのすぐ後ろに あるそれぞれシグマオリニAとBから 4600天門単位と1万5000天門単位 離れており7太陽質量の星で あるシグマオリニEはヘリウムを多く含む ため奇妙な星と呼ばれて いるこの50整形の最後の構成要素は シグマオリニCであるA型星で あるシグマオリニCDEの機動は不安定で ある重力によって加速され死ぬ前に整形 から追い出される可能性が あるダビという伝統的な名前でも知られる カプリコルニザベータ星は山羊座にある十 生形で地球から328高年の距離にある 地球が太陽を好転する行動面に近く月や稀 に惑星によってオカルとされることがある カプリコルザベータ星団は複雑な整形で ある双眼鏡や小さな望遠鏡では二重性と見 間違うこともある最も明るいベータカプリ コルニーAの見かけの投球は3.05と より暗い成分ベタカプリコルニBの見かけ の投球は 6.09.092020.03は少なく とも2万1000円も単位離れている両者 は約70万年で好転を終えるこれら2つの 主成分はそれ自体がいくつかの星から構成 されて いる最も複雑な構造を持つのはカプリ コルニザベータ星Aである少なくとも3つ の成分を持ちそのスペクトルの解釈は 難しい 1組の星が支配的であるベータカプリコ2 AAは青白いワで見かけの投球は3.08 と表面温度は4700Cに達する高度は 太陽の600倍直径は太陽の35倍ベタ カプリコにAB1の見かけの高度は7.2 ともう1つのゲストベータ カプリコルノ好転周期で好転して いるベータカプリコルノBは最も単純で

よく知られた元素である待機中に大量の 水銀と満貫を持つベータカプリコルにBA は連星で太陽の40倍の明るさを持ち 6.1等である2番目の連星であるベータ カプリコにPBは約3秒角の距離にある他 にもベータカプリコにDとEという天体が ベータカプリコルノ金棒にあるが単なる 光学的二重性なのかそれとも実際に整形の 一部なのかは今のところ分かってい ない カシオペアザ伊田星は地球から133高年 離れたカシオペア座にある5つの星から なる多重性である見かけの投球は約4.5 と主成分であるカシオペアザイタ星Aは 見かけ上4.6統制の白い星である カシオペアザ伊田星団Aは見かけの投球が 4.61の白い星でカシオペアザ伊田星団 AAとカシオペアザ伊田星団ABと呼ば れる連星で ある伊田カシオペアザBは大白色の星で 見かけの投球は6.87と最後の3つ目は カシオペアザ伊田星団Cで8.0 星の伊田カシオペアC触星の伊田 カシオペアザCBはわずか0.41秒角 しか離れていないカシオペアザ伊田整形は 最も美しい整形の1つであるその5つの星 のうちアマチュアが接近できるのは3つ だけである伊田 カシオペアは白く輝き伊田カシオペアザB 番性は青く校舎の周りを回って いる最後にカシオペアザイタ星団Cも青く ゆっくりと動いている天文ファンにとって はまさに資格的なスペクタクル [音楽] だ北斗七星座の27.3年先にある5つの 星からなる多重形大座西洋星aとbは文康 創生 です手性である小聖王星Aと小西洋星AB はそれぞれ小熊座聖王星ABという赤色星 小王星Bbという白色星と思われる出性を 持っている2つの分大座ク性AAとBAは 試練性を形成しているこれらは太陽と同じ 死系列性にある大熊座クシ星Aは太陽の 111%の大きさの大白色の星で太陽の 110%の明る さ性BAは大食星で大きさは太陽の 78明るさは太陽の 67であるこの2つの天体は重天門単位で 隔てられており一周するのにほぼ60年 かかるこの整形は他の整形から500秒角 の距離にある最後の天体褐色星によって 充実して [音楽] いるゼタカクは太陽から約80高年の距離 にある蟹座の多連整形である5つの星から

なる星aとbが約60年の周期で好転して いる成分Aの見かけの投球は5.7と他の 2つの成分CAとCBは197天門単位の 距離で1115年周期でAとBを好転して いるCB成分はおそらく2つの星から なる50整形を外観した後は60整形を 探って みよう 双子座にあるカストル製はアルファジェミ ノルムとも呼ばれる夜空で最も明るい星の 1つで双子座の中にはボルクス製別名 ベータ ジェミノイドたもで双子座の名前の由来に もなっているカストルはゼウスとレダの 双子の息子の1人であるカストルは3組の 連星からなる6連星系で ある最初のペアカストルAはカストルAA を守正カストルABを複製とする文連星で ある2組目のカストルBも文連星である 手性はカストルBA複製はカストルBBで ある3組目のカストルCはbyy ドラコニアカストルC複製はカストル CB2020年18番目の6つの整形が 発見されたDIC1687189840と いう現在知られている中で最も驚異的な 整形である地球から1900後年離れた エリダヌス座にあるこの60生形の中心に は2組の食星があるA組とC組でそれぞれ 20万km離れて いるそれぞれのペアの星は互いに数日以内 に相手を好転 するまた2つのペアは共通の重心の周りを 一緒に好転している 1490km離れたペアBはペアACを 好転して いるこの系では構成が暗い万正の前方に 移動しその後後方に移動するたびに職が 起こるTI構成1687189840の 機動面が我々の視線上にあるため地球から 構成が相手を食する様子を見ることが できるという大変な特権が あるこの6連星系の手性は太陽よりも ぼんやりと明るく熱い 複製は暗く 冷たいA組とC組は近接することで結ばれ ている3つ目のペアはもっと遠くにあり 惑星を持っている可能性がある60整形の 概要の後は70整形を探って みよう現在までに発見されている70は だけであるサリ座乳はフランス語で ニュードスコーピオンと訳されサリ座に 位置する70整形であるこの整形は2つの 部分整形からなりそれぞれ4つと3つの 高成員からなるサリ座AB星団は4つの星 からなる第1部分整形である中心には座A

とサ座AB製の2つの星が ある3番目の星はこのペアを公転する サソリザAC星で ある4番目に遠い星サソリZB星がこの ペアを好転して いるサソリ座CD星団は2番目の部分整形 で3つの星から なるサリ座DとdBからなるサリ座D星形 は3番目の構成であるサリ座C星の周りを 回って いるカシオペアザAR運は現在知られて いる2番目の70整形であるカシオペア座 に位置し7つの星からなるカシオペアザ AB星団は30世 少し離れたところにはARカシオペアザC 番性とD番性がありさらにその近くには ARカシオペアザF番性とG番性がある 最後の4つはそれぞれ共通の万正で あるこの多連星系の外観は注目に値する ように見えるが宇宙に存在する系のほんの 一握りでしかない多系は我々の銀河系だけ でなく宇宙の他の銀河系においても重要な 要素であることが分かっている複数の構成 系はそれらを構成する構成感の複雑な相互 作用を経験することがあるこれらの相互 作用は星の軌道に影響を与えたり星同士の 物質移動を引き起こしたりさらには衝突や 星の合体を引き起こしたりするまた複数の 星の重力の影響は星を取り囲む原子惑星経 板を崩壊させこれらの整形における惑星の 形成と進化に影響を与えることもある複数 の構成形が存在することはそれらを 取り囲む惑星の生命や居住性に影響を 与える可能性が ある構成系の複雑な軌道や重力相互作用は 高度長石引力などの環境条件に大きな変動 をもたらし惑星機動の安定性や生命に適し た条件に影響を及ぼす可能性が あるこのような多系を は宇宙の構造とダイナミクスの多様性と 複雑性をよりよく理解することに役立ち 引手は我々がどこから来たのかを理解する ことにも [音楽] つがるY

知られている恒星の半数以上が、二重星系や多重星系に属していることをご存知だろうか。

天体のパノラマでは、星々は互いに比較的孤立しているように見えるが、実際には孤立した天体ではなく、さまざまな密度の会合や星団を形成するために集まっている。場合によっては、より密接なつながりを形成し、二重星や連星系として知られるペアを形成する。連星系の大部分では、恒星間の距離は高いままである。一方の星がもう一方の星の周りを公転する周期は、たいていの場合100年を超える。

🔥 ビデオは日曜日の午後6時に公開されます。

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💥 複数の星系：
– 星は光を生み出す巨大な核工場です。私たちが一番よく知っているのは、そして私たちに一番近いのは太陽だ。しかし、宇宙には太陽のような星が何十億個もある。それらは太陽のように輝いているが、私たちは夜にしか見ることができない。一方、太陽は私たちのすぐ近くにあるため、昼間はその存在に目がくらみ、他の星が見えなくなることさえある。惑星とは異なり、恒星は自ら光を発する。一方、惑星は太陽の光を反射しているだけだ。

星は地球の何百万倍、何百倍もの質量を持つ巨大なガスの球である。自転しながら強烈な光を放つ。表面温度は数千度に達する。恒星には多種多様な種類があり、赤色、青色、大質量、小質量…とそれぞれ異なる。

恒星が光を発するのは、恒星を構成する物質が中心部で非常に圧縮されているからである。このコアの熱は数百万度に達し、核反応を起こして巨大なエネルギーを放出する。このエネルギーは光の形で放出される。コアでの核反応は原子の合体や融合を引き起こす。大多数の星では、水素原子の原子核が融合してヘリウム原子の原子核を形成する。

二重星の発見は、望遠鏡による最初の発見のひとつであった。北斗七星に位置するミザール星が、二重星であることが初めて確認された。科学者たちはすぐに、宇宙には星の数が膨大にあるのだから、ミザール星が特異なケースではないはずだと推測した。1780年代には、700個近い二重星の観測を報告するカタログが出版された。

二重星は主に3つのカテゴリーに分けられる。視連星、測光連星、そして分光連星である。この分類は、星がどのように結びついているかを示している。
視連星は、伴星と推定される別の恒星と相対的に運動しているため、このような名前がついている。測光連星系は、一方の星がもう一方の星に食されることによって、周期的な明るさの変化を示すものである。食連星」とも呼ばれる。分光連星は、スペクトル線のドップラー効果を利用して、近い距離にある2つの星が関連しているかどうかを調べる恒星分光法のおかげで知られています。

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🎬 本日のプログラム
– 00:00 – イントロダクション
– 05:26 「星って何？
– 07:26 – 星はどうやってできるのか？
– 12:40 – 二重星あるいは連星系
– 14:56 – 連星系の中心への旅
– 16:23 – さそり座AR星
– 17:55 – WR 104
– 19:36 – LLペガスス座
– 21:37 – かりな座イータ星
– 30:24 – キック 7177553
– 31:46 – ワイズ 2150-7520ab
– 32:43 – みずがめ座
– 34:45 – 61 デュ・サイニュ
– 37:25 – 70 オフィウチ
– 39:26 – イプシロン・デ・ラ・ライアー
– 41:24 – シリウス
– 45:23 – イプシロン・オウリガエ
– 48:44 – アルゴル
– 50:34 – アルビレオ
– 53:35 – hr 6819
– 54:40 – みずがめ座R星
– 57:54 – トリプル星系
– 58:55 – アルファ・ケンタウリ
– 01:02:08 – HD 188753
– 01:03:20 – HD 131399
– 01:04:17 – 北極星
– 01:06:05 – 4連星系
– 01:06:18 – 4ケンタウルス座
– 01:10:24 – ムー・ドラコニス
– 01:11:35 – 五重星系
– 01:11:45 – シグマ・オリオン座
– 01:14:00 – カプリコルニ座ベータ星系
– 01:16:49 – カシオペヤ座ι星
– 01:18:41 – おおぐま座西星座
– 01:20:25 – ゼータ・カンクリ
– 01:21:10 – 六重星系
– 01:21:23 – カストル
– 01:22:56 – チック168789840
– 01:24:55 – 七重星系
– 01:25:08 – 蠍座(Nu)
– 01:26:18 – カシオペヤ座AR星団

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