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エッジワース・カイパーベルト 起源
現在最もポピュラーな太陽系形成モデルであるニースモデルの原型では、「冷たい」グループや「熱い」グループ、共鳴天体、散乱円盤天体などのカイパーベルトの多くの特徴を再現することが出来たが、これらの分布の特徴の一部は依然として説明できていない。ニースモデルでは古典的カイパーベルト天体の平均離心率を 0.10–0.13 と予測しているのに対し、観測値は 0.07 と小さい値となっている。またモデルで予測される軌道傾斜角の分布は、観測と比べて傾斜角が大きい天体が非常に少ないという食い違いもある。また力学的に冷たいグループで多く見られる、距離が離れており重力的に緩く結びついている連星天体の存在頻度もモデルでは説明できていない。モデルではこれらの緩い連星は海王星との遭遇の際に分離してしまうと予測される。そのため、冷たいグループは現在の位置で形成されており、太陽系内の小天体のグループの中で本当の意味での唯一の局所的なグループ (軌道移動を経験していない天体群) であるとする意見もある。
エッジワース・カイパーベルト 起源
ニースモデルの改良版 (Five-planet Nice model) では、太陽系は平均運動共鳴鎖で繋がった巨大氷惑星をもう一つ持つ、5つの巨大惑星を持つ系として誕生したという説が提唱されている。このモデルでは、太陽系形成から4億年後に軌道共鳴鎖が破壊される。氷惑星は外側の微惑星円盤へと散乱されるのではなく、まず外側へ数 au 移動する。この収束的な惑星移動によりその後共鳴交差が発生し、惑星の軌道は不安定化される。「余分な」巨大氷惑星は土星と遭遇してより内側の木星軌道と交差する軌道へと散乱され、惑星との一連の近接遭遇を経たあと太陽系から放出される。残された惑星は微惑星円盤がほとんど枯渇するまで移動を継続し、最終的に様々な場所に少数の微惑星が残される。
エッジワース・カイパーベルト 起源
元々のニースモデルと同様、小天体は海王星が外側へと移動する過程で海王星との共鳴に捕獲される。いくつかは共鳴に捕獲された状態にとどまり、その他は傾斜角が大きく離心率が小さい軌道へと進化した後に安定な軌道へと移り、力学的に熱い古典的カイパーベルトを形成する。熱いグループの軌道傾斜角の分布は、海王星が 24 au から 30 au まで、3000 万年の時間スケールで移動したと仮定すると再現することが出来る。海王星が 28 au まで移動した時、3 体目の巨大氷惑星との重力的な遭遇を経験する。力学的に冷たいグループから海王星との 1:2 平均運動共鳴に捕獲された多数の天体は、この遭遇の際に海王星の軌道長半径が外側へ「ジャンプ」する際に共鳴から外れて取り残され、44 au 付近に集中したカーネルと呼ばれる天体グループが形成される。冷たいグループに属する天体には、現在の位置よりも近い領域に起源を持つ、緩く結びついた「青い」連星が含まれる。この遭遇の最中に海王星の離心率が小さいままであれば、元々のニースモデルで予測されていたカオス的な軌道進化を回避することができ、初期の冷たいグループの軌道は保持される。海王星の軌道移動の後期において、平均運動共鳴の位置が微惑星円盤の領域をゆっくりと移動することによって、力学的に冷たい円盤から離心率の大きな天体が取り除かれ、これらのグループの離心率分布が再現される。
エッジワース・カイパーベルト 組成
カイパーベルト天体は太陽や主要な惑星から離れているため、他の太陽系天体を形作ったり変化させたりした過程に比較的影響を受けていないと考えられている。したがって、これらの天体の組成を決定することで、太陽系の最も初期の組成に関する相当量の情報を得ることができる。天体が小さい上に地球から非常に離れているため、カイパーベルト天体の化学組成を知るのは非常に難しい。天文学者が天体の組成を決定する主な手法は分光観測である。天体からの光を波長ごとの要素の色に分解すると、虹に似た画像が生成される。この画像はスペクトルと呼ばれる。異なる物質は異なる波長の光を吸収し、特定の天体のスペクトルが得られた場合、その天体に存在する物質がその特定の波長の光を吸収した位置に暗い線 (吸収線と呼ばれる) が現れる。全ての元素や化合物はそれぞれ固有の分光学的特徴を持っており、ある天体の全スペクトルを解析することによって、天文学者はその組成を決定することが出来る。
エッジワース・カイパーベルト 組成
スペクトルの分析から、カイパーベルト天体は岩石と氷の混合体であり、氷成分は水やメタン、アンモニアなど多くの成分を含むと考えられる。カイパーベルトの温度はわずか 50 K 程度であり、太陽の近くでは気体である多くの化合物は固体として存在する。天体の密度や岩石と氷の比率は、直径と質量が測定されている少数の天体でのみ判明している。カイパーベルト天体の直径は、ハッブル宇宙望遠鏡のような高分解能の望遠鏡による撮像観測や、天体が恒星の手前を通過する掩蔽のタイミング、そして最も一般的な手法としては赤外線の放射から計算される天体のアルベドを用いて決定することができる。質量は天体が持つ衛星の軌道長半径と周期から決定することができる。したがって質量は少数の連星天体や衛星を持つ天体でしか判明していない。測定されているカイパーベルト天体の密度は，0.4 g/cm3 未満から 2.6 g/cm3 の範囲である。最も低密度の天体は大部分が氷で出来ており、大きな空隙率を持つと考えられている。高密度な天体はおそらく薄い氷の地殻を持った岩石組成である。この密度の分布を説明する仮説の一つとして、分化した天体が衝突して大きい天体が形成される際に表層から氷が失われたというものがある。
エッジワース・カイパーベルト 組成
カイパーベルト天体研究の初期は詳細な解析は不可能であったため、天文学者は天体の組成に関して主に天体の色に基づく最も基本的な要素しか決定できなかった。これらの初期のデータでは、カイパーベルト天体は中間的な灰色から深い赤色までの様々な色を示すことが判明した。これはカイパーベルト天体の表面は汚れた氷から炭化水素に至る、広い範囲の組成を持つことを示唆している。天文学者はカイパーベルト天体は一様に暗く、宇宙線の影響で表面から揮発性物質の氷のほとんどは失われていると予想していたため、この多様性は驚くべきものであった(p118)。予想との違いの原因として、衝突や脱ガスによる表面の更新など多くの解決策が提案された。ジューイットとルーによる2001年の既知のカイパーベルト天体のスペクトル分析では、色の違いはランダムな天体衝突では簡単には説明できないほどに極端であることが指摘された。太陽からの放射はカイパーベルト天体表面のメタンを化学的に変性させ、ソリンのような化合物を生成したと考えられる。マケマケはその表面にエタンやエチレン、アセチレンなど、メタンが放射を受けて生成された多数の炭化水素を持つことが分かっている。
エッジワース・カイパーベルト 組成
大部分のカイパーベルト天体はその暗さのためスペクトルに特徴が無いように見えるものの、これらの組成を決定する試みは多数の成功を収めている。1996年に Robert H. Brown らはカイパーベルト天体 1993 SC の分光観測データから、この天体の表面の組成は冥王星だけではなく海王星の衛星トリトンとも非常に似ており、大量のメタンの氷が存在することを明らかにした。小さい天体の場合は天体の色のみが判明し、場合によってはアルベドも決定できる。これらの天体は大きく分けて2つのグループに分類される。アルベドが低く灰色の天体と、アルベドが高く非常に赤い天体である。色とアルベドの違いは表面の硫化水素 (H2S) の存在あるいは欠乏によるものだとの仮説があり、硫化水素が保たれるほど十分に太陽から離れた距離で形成された天体の表面は、放射により赤くなっていると考えられる。
冥王星やクワオアーのような最大級のカイパーベルト天体は、メタンや固体の窒素、一酸化炭素といった揮発性物質が豊富な表面を持つ。これらの分子の存在は、カイパーベルトでの温度である 30–50 K では中程度の蒸気圧となるためであると考えられる。このためこれらの物質は時折表面から揮発し雪のように再び落下するが、沸点の高い物質は固体の状態にとどまる。最大級のカイパーベルト天体におけるこれら3つの化合物の相対的な存在量は、天体の表面重力と周囲の温度と直接関連している。水氷はいくつかのカイパーベルト天体で検出されている。例として、(19308) 1996 TO66 などのハウメア族の天体、フヤやヴァルナなどの中程度のサイズの天体、またその他の小さい天体などで検出が報告されている。大〜中程度の天体で氷の結晶が検出されており、またクワオアーではアンモニアの水和物も検出されている。これらの検出は、アンモニアが存在することによる融点の低下によって過去に地殻活動が促進された可能性があることを示唆する。
エッジワース・カイパーベルト 質量およびサイズ分布
広大な範囲に分布しているにもかかわらず、カイパーベルトの総質量は比較的小さい。力学的に熱いグループの総質量は地球質量の 1% と推定されている。力学的に冷たいグループはずっと軽く、地球質量のわずか 0.03% に過ぎないと推定されている。力学的に熱いグループはより太陽に近い位置で形成されたずっと大きな天体群の名残であり、巨大惑星の移動の最中に外側に散乱されたものだと考えられている。対照的に、力学的に冷たいグループは現在の位置で形成されたと考えられる。2018年時点での推定値では、惑星の運動に及ぼす影響を基に、カイパーベルトの総質量は(1.97±0.30)×10−2地球質量とされている。
エッジワース・カイパーベルト 質量およびサイズ分布
直径が 100 km を超えるカイパーベルト天体が集積するためにはかなりの質量が必要であるため、力学的に冷たいグループの総質量が小さいことは太陽系形成のモデルにいくつかの問題をもたらす。冷たい古典的なカイパーベルトが過去から現在まで常に現在のような低密度の分布であった場合、これらの大きな天体は小さい微惑星の衝突と合体では形成できなかったと考えられる。さらに、現在の軌道の離心率と傾斜角では天体同士の遭遇が「乱暴」(violent) なものとなり、結果として集積するよりも破壊が発生してしまう。海王星の現在の影響は力学的に冷たい集団の大部分を取り除くほど大きくはないと考えられ、また衝突破壊による質量損失の量は、現在発見されている緩く結びついた連星の存在によって上限が決められる。これは、緩く結びついた連星は天体衝突の際に破壊される可能性があるためである。大きな天体は、より小さい微惑星の衝突合体からではなく、ペブルの雲の崩壊によって直接形成される可能性もある。
カイパーベルト天体のサイズ分布は、いくつかの冪乗則に従う。冪乗則は、直径が D よりも大きい天体の個数 (累積個数) である N(D) と D の関係を記述し、これは天体の明るさの傾きとみなされる。天体の累積個数は、天体の直径 D の何乗かに反比例する。
エッジワース・カイパーベルト 質量およびサイズ分布
ここで q は 1 ではないと仮定すると、積分して

が得られる。積分定数は、天体の直径が大きい時に冪乗則が適用できない場合にのみゼロでない数になる場合がある。
カイパーベルト天体の見かけの等級の分布の測定に基づいた初期の推定では、q = 4 ± 0.5 という値が得られていた。これは、直径が 200–300 km の範囲にある天体の個数と比べると、100–200 km の範囲にある天体の個数は8倍であることを意味する。
エッジワース・カイパーベルト 質量およびサイズ分布
最近の研究では、力学的に熱い古典的カイパーベルト天体と冷たい古典的カイパーベルト天体の間では、サイズ分布の傾きが異なることが明らかになっている。力学的に熱い天体の場合、大きな天体では q = 5.3、小さい天体では q = 2.0 であり、傾きが変化する直径は 110 km である。力学的に冷たい天体の場合、大きな天体では q = 8.2、小さい天体では q = 2.9 であり、傾きが変化する直径は 140 km である。散乱円盤天体、冥王星族、海王星のトロヤ群天体のサイズ分布は力学的に熱いグループと同様の傾きを持つが、特定のサイズ以下で天体の個数が急激に減少するくぼみを持つという特徴がある。この分布のくぼみは、天体群での衝突進化によるものか、あるいは天体群がある特定のサイズ以下の天体を持たない状態で形成され、それよりも小さい天体はその後の衝突破壊によって発生した破片からなるため生じたものであるという仮説が提唱されている。
半径が1km未満の既知で最小のカイパーベルト天体は、ハッブル宇宙望遠鏡などの望遠鏡で直接見るには35等級と暗すぎるため、恒星が掩蔽される様子を観測することによってのみ検出されている。これらの掩蔽の最初の報告はシュリクティングなどによって2009年12月になされ、2007年3月からのアーカイブハッブル測光で半径1km未満の小さなカイパーベルト天体の発見が発表された。推定半径520±60 m、直径1040±120 mで、ハッブルの星追跡システムが0.3秒間星を短時間遮ったとき、天体が検出された。2012年12月に発表されたその後の研究では、シュリクティングなどが、アーカイブハッブル測光のより徹底的な分析を実行し、半径530±70 m、直径1060±140 mと推定される準キロメートルサイズのカイパーベルト天体による別の掩蔽イベントを報告した。 2009年と2012年に検出された掩蔽イベントから、シュリクティングなどが単一の冪乗則と均一な黄道緯度分布を仮定して、カイパーベルト天体のサイズ分布の傾きをq=3.6±0.2またはq=3.8±0.2と決定した。彼らの結果は、直径が90 kmを超えるより大きなカイパーベルト天体の母集団からの推定と比較して、サブキロメートルサイズのカイパーベルト天体の強い欠損を示唆している。
こうした偶然ハッブル宇宙望遠鏡が捉えていた現象の捜索ではなく、カイパーベルト天体による掩蔽を狙ってとらえる観測が京都大学の有松亘らを中心に行われており、2019年には1.3kmサイズのカイパーベルト天体の検出を発表した。彼らの観測で求められたカイパーベルト天体の個数密度は、こうした天体が木星族彗星の供給源になるために十分足りる値であった。
エッジワース・カイパーベルト 散乱天体
散乱円盤は天体がまばらに分布する領域であり、カイパーベルトと重複があるが 100 au 以遠にまで広がっている。散乱円盤に属する天体は散乱円盤天体 (英: scattered disk object, SDO) と呼ばれる。散乱円盤天体は非常に細長い楕円軌道を持ち、その軌道はしばしば黄道から大きく傾いている。太陽系形成の多くの理論モデルでは、かつてはカイパーベルト天体も散乱円盤天体も一つの始原的な帯状の領域を形成しており、後の重力的な影響、特に海王星の重力の影響により外側へ移動させられ、あるものは安定な軌道に移行し (カイパーベルト天体)、あるものは不安定な軌道の散乱円盤へと移行したことが示されている。散乱円盤にある天体の軌道は不安定であるため、太陽系の短周期彗星の多くはこの領域に起源を持つのではないかと考えられている。散乱円盤天体の活動的な軌道はしばしば内部太陽系へ進入する軌道となり、まずはケンタウルス族天体へと変化し、その後短周期彗星の軌道へと移行する。
エッジワース・カイパーベルト 散乱天体
太陽系外縁天体を公式に分類している組織である小惑星センターによると、カイパーベルト天体は、厳密にはその起源や組成には関係なく定義されたカイパーベルトの領域内のみを公転するものを指す。カイパーベルトの領域より外側で発見された天体は、散乱円盤天体と分類される。一部の科学界では「カイパーベルト天体」という用語は外部太陽系に起源を持つ氷の小天体の類義語として扱われており、たとえその軌道が太陽系の歴史の大部分でカイパーベルトの外側 (例えば散乱円盤領域) にある場合でも同じ用語を用いる場合がある。この立場に立った場合、散乱円盤天体はしばしば「散乱カイパーベルト天体」(英: scattered Kuiper belt object, SKBO) と呼ばれる。冥王星より重い天体であるエリスはしばしばカイパーベルト天体とみなされる場合があるが、厳密な分類上は散乱円盤天体である。カイパーベルトの厳密な定義については天文学者の間でまだ合意に達しておらず、未解決となっている。
ケンタウルス族天体は普通はカイパーベルトの一部とはみなされないが、これらも同じく散乱された天体である。散乱円盤天体との唯一の違いは、外側にではなく内側に散乱されたという点である。小惑星センターでは、ケンタウルス族と散乱円盤天体を散乱天体として一緒のグループとして扱っている。
エッジワース・カイパーベルト 散乱天体
海王星は軌道移動を起こしている間に、大きなカイパーベルト天体を衛星として捕獲したと考えられている。海王星の衛星トリトンは大きな衛星としては太陽系内で唯一逆行軌道を持ち、海王星の自転とは逆方向に公転しているという特徴がある。木星や土星、天王星の大きな衛星は若い惑星の周囲に形成された周惑星円盤の中で物質が集積して形成されたと考えられているが、トリトンはそれらとは異なり既に形成された天体を海王星が捕獲したものだと考えられている。
天体を重力的に捕獲することは容易ではない。捕獲を起こすためには、大きな天体の重力に捕獲されるほど十分に減速させるための何らかのメカニズムが必要である。あり得る可能性は、トリトンが海王星と遭遇した際は連星の片方であったというものである。先述の通り、カイパーベルト天体には連星になっているものが多く存在する。連星が海王星に接近した際に片方が海王星によって弾き飛ばされ、そちらの天体に角運動量を押し付けることで、海王星によるトリトンの捕獲を説明することができる。トリトンは冥王星よりも 14% だけ大きく、またスペクトルの分析からはどちらの天体表面もメタンや一酸化炭素などの似た物質で大部分が構成されていることが示されている。これらの事実も、トリトンはかつてはカイパーベルト天体であり、海王星が外側に移動する途中で捕獲されたものであるという結論を支持している。
エッジワース・カイパーベルト 最大級のカイパーベルト天体
2000年以降、直径が 500 km から 1500 km (冥王星の半分以上) の多数のカイパーベルト天体が発見されている。2002年に発見された古典的カイパーベルト天体クワオアーは直径が 1200 km を超える。2005年7月29日に公表されたマケマケとハウメアはさらに大きい。その他の天体では、2001年に発見されたイクシオンや2000年に発見されたヴァルナなどの直径はおよそ 500 km である。
冥王星と似た軌道にある大きなカイパーベルト天体が複数発見されたことから、冥王星はその比較的大きなサイズを別にすれば、カイパーベルトにある他の天体と特に異なる存在ではないと結論付けられるようになった。これらの大型のカイパーベルト天体はサイズが冥王星に似ているだけではなく、冥王星と同様に多くが衛星を持ち、組成も類似している。例えばメタンと一酸化炭素は冥王星や最大級のカイパーベルト天体のどちらでも検出されている。そのため、ケレスが他の小惑星が多数発見される以前は惑星だとみなされていたが後に惑星から外されたように、発見後は惑星とみなされていた冥王星も再分類されるだろうと考え始めるものもいた。
エッジワース・カイパーベルト 最大級のカイパーベルト天体
この問題は、カイパーベルトよりもずっと遠方の散乱円盤にあり、現在では冥王星よりも 27% 重い天体であることが知られているエリスが発見されたことにより、表面化することとなった。(エリスはかつては冥王星より体積が大きいと考えられてきたが、ニューホライズンズの観測でこれは事実ではないことが判明した。) エリスの発見をきっかけに、国際天文学連合 (IAU) は初めて惑星とは何かを定義する必要に迫られ、定義の中には「自身の軌道近くから他の天体を排除している」という条件が含まれることとなった。冥王星は他の多数の同程度の大きさの天体と似た軌道を持っているため、自身の軌道近くから他の天体を排除しているとはみなされず、惑星から準惑星へと再分類され、カイパーベルトの一員となった。
現在カイパーベルト天体の中で最も大きいものは冥王星だが、カイパーベルトに起源を持つと考えられ現在ではカイパーベルトの外にある天体には、少なくとも一つ冥王星よりも大きい天体がある。それは海王星の衛星であるトリトンであり、海王星に捕獲されたカイパーベルト天体が起源である可能性が高い。
エッジワース・カイパーベルト 最大級のカイパーベルト天体
2020年の時点では、ケレス、エリスと、カイパーベルト天体の冥王星、マケマケ、ハウメアの5つのみが IAU によって準惑星と認められている。オルクスやイクシオン、その他多くのカイパーベルト天体が静水圧平衡になるのに十分な大きさを持っている。これらの天体の多くは、より多くの情報が得られることで準惑星としての資格を認められる可能性がある。
しかし、準惑星になるのに十分な大きさのカイパーベルト天体がいくつあるかは明らかではない。 多くの準惑星候補の驚くほど低い密度を考慮すると、それほど多くはないことが示唆されている。オルクス、冥王星、ハウメア、クワオアー、およびマケマケについては、ほとんどの天文学者に準惑星とみなされている。 サラキア、マーニ、アヤ、イクシオンなどの他の天体を準惑星にすることを提案している人もいる。
最も大きい6つの太陽系外縁天体 (エリス、冥王星、Gonggong、マケマケ、ハウメア、クワオアー) は全て衛星を持つことが知られており、うち2つは複数の衛星を持つ。大きなカイパーベルト天体が衛星を持っている割合は、カイパーベルト内の小さい天体が衛星を持つ割合よりも大きい。このことは、形成過程が異なる可能性があることを示唆している。またカイパーベルトでは、2つの天体の質量が十分に近く、主星を衛星が公転するというよりは2天体がお互いを公転しあっているような、連星を成している天体の割合も大きい。最も顕著な例は冥王星-カロンの系であるが、カイパーベルトのうち連星となっているのはおよそ 11% であると推定されている。
エッジワース・カイパーベルト 探査
エッジワース・カイパーベルトを探査する初めての探査機ニューホライズンズが2006年1月19日に打ち上げられ、2015年7月14日に冥王星をフライバイ (接近通過) した。その後、カイパーベルト内のさらなる天体の探査を行うことがミッションの目標となった。
エッジワース・カイパーベルト 探査
2014年10月15日、ハッブル宇宙望遠鏡によってニューホライズンズの次の探査対象の候補天体3つがリストアップされたことが明らかにされ、ニューホライズンズのチームによって暫定的に PT1、PT2、PT3 と名付けられた (PT は "potential target" の略)。これらの天体の直径は 30–55 km と推定され、地上望遠鏡で観測するには小さすぎる天体である。太陽からの距離は 43–44 au であり、2018年から2019年にかけてニューホライズンズが近接遭遇することになる。初期の推定では、これらの天体にニューホライズンズが持つ燃料の範囲内で到達できる可能性は、それぞれ 100%、7%、97% であった。この3天体は全て、軌道傾斜角と軌道離心率が小さい、力学的に「冷たい」古典的カイパーベルト天体であり、したがって冥王星とは非常に異なる天体である。PT1 (ハッブル宇宙望遠鏡のウェブサイトでは暫定的に "1110113Y" という符号が与えられていた) は最も探査に適した天体であり、等級は26.8、直径は 30–45 km で、2019年1月にニューホライズンズとの近接遭遇を起こす。 これら3つのカイパーベルト天体の軌道に関する十分な情報が得られた後に、小惑星センターは公式な仮符号を与えた。それぞれ、アロコス (PT1)、2014 OS393 (PT2)、2014 PN70 (PT3) である。2014年の秋までに、4番目の候補天体であった 2014 MT69 がその後の観測によって候補から外された。また PT2 はニューホライズンズが冥王星をフライバイする前に候補から脱落した。
エッジワース・カイパーベルト 探査
2015年8月26日に、1番目の候補天体であるアロコス が探査対象として選ばれた。同年10月下旬と11月上旬にニューホライズンズの軌道の調整が行われ、2019年1月にこの天体をフライバイすることとなった。2016年7月1日、NASAはニューホライズンズがこの天体を訪れるための追加予算を承認した。
2015年12月2日、ニューホライズンズは (15810) 1994 JR1 を2億7000万 km 離れた位置から観測し、その形状などの特徴を写真に収めた。
2019年1月1日、ニューホライズンズはアロコスのフライバイに成功し、得られた観測データからアロコスは接触連星であり、長さ 32 km、幅 16 km の形状をしていることが判明した。ニューホライズンズに搭載されているマルチスペクトルカメラの Ralph による観測で、アロコスが赤い色をしていることが確認された。フライバイの際に得られたデータは、その後20ヶ月にわたって探査機から地球へ送られる。
エッジワース・カイパーベルト 探査
ニューホライズンズの後続ミッションは計画されていないが、冥王星の軌道に戻るか冥王星に着陸する、少なくとも2つのミッションコンセプトが調査されている。冥王星以遠には、準惑星のマケマケやハウメアなどのようなニューホライズンズでは到達できない大きなカイパーベルト天体が多数存在する。これらの天体を詳細に調査して研究するためには、新しい探査ミッションが必要である。フランスの航空宇宙企業であるタレス・アレーニア・スペースは、ハウメアを周回する探査機の計画についての研究を行った。ハウメアはハウメア族という衝突族の母天体であり、また環と2つの衛星を持つという特徴があることから、科学研究の目標として優先度が高い。論文の筆頭著者である Joel Poncy は、探査機を打ち上げから10〜20年以内にカイパーベルト天体へ到達させ周回軌道に投入することができる新しい技術を提唱している。
ニューホライズンズ計画の責任者であるアラン・スターンは、探査機を新たなカイパーベルト天体に送り込む前に天王星か海王星をフライバイさせることを非公式に提案し、こうすることでカイパーベルト天体をさらに探査できるだけではなく、1980年代にボイジャー2号が訪れて以来初めてこれらの巨大氷惑星に訪れることができるとした。
エッジワース・カイパーベルト 探査
クワオアーは現在太陽圏の境界付近に位置しているため、星間物質の探査を目的とした探査機のフライバイの対象とみなされている。ジョンズ・ホプキンズ大学応用物理研究所の Pontus Brandt とその同僚は、この境界を通過して星間物質の中に進入するのに先立ち、2030年代にクワオアーをフライバイする探査機の計画についての研究を行った。クワオアーに対する科学的な関心としては、メタンの大気が消失していると思われることや、氷火山活動が挙げられる。Brandt らによって研究された探査ミッションでは、探査機はスペース・ローンチ・システムを用いて打ち上げられ、木星をスイングバイすることによって 30 km/s にまで加速することが想定されている。また周回軌道に探査機を投入することを想定した2012年の別の研究では、イクシオンとフヤが最も好ましい探査対象であると結論付けている。探査スケジュールの例として、例えば2039年に探査機が打ち上げられた場合、17年間の飛行の後にイクシオンに到達できると計算されている。
2010年代後半に行われたある設計検討では、カイパーベルト天体の軌道捕獲と複数天体の探査シナリオが検討された。ここで探査対象として検討された天体は、ウニ、1998 WW31、レンポである。また2011年には、クワオアー、セドナ、マケマケ、ハウメア、エリスの探査を行う探査機の概念検討が行われている。
エッジワース・カイパーベルト 太陽系外のカイパーベルト
太陽以外の恒星の周囲にある、カイパーベルトに似た構造を持つと思われるダストの円盤が観測されており、2006年までに9つの恒星の周囲で存在が確認されている。観測されているダストの円盤は2種類に大別される。半径が 50 au を超える広い帯状の分布を持つものと、太陽系のものに似て 20–30 au の比較的狭い帯にあり明瞭な境界を持つものである。その後の観測では太陽型星の 15–20% は赤外超過を示すことが分かっており、これは重いカイパーベルト状の構造が存在していることを示唆している。
デブリ円盤を持つことが分かっている恒星の大部分は若い天体だが、右に示した2006年1月にハッブル宇宙望遠鏡で観測された天体は年齢がおよそ3億年であり、安定な配置に落ち着くための十分な時間が経過している。左側の円盤は広い帯状の分布の円盤を正面から見る位置関係になっており、右側の円盤は細い帯状に分布した円盤をほぼ真横から見る位置関係になっている。 カイパーベルト内のダストのコンピュータシミュレーションからは、これらが若い時期には、若い恒星の周りに見られる細いリングに似た形状であった可能性があることが示唆されている。
JR四国5000系電車
5000系電車（5000けいでんしゃ）は、2003年（平成15年）10月1日に営業運転を開始した四国旅客鉄道（JR四国）の直流近郊形電車である。
JR四国5000系電車 概要
本四備讃線（瀬戸大橋線）の快速「マリンライナー」の輸送改善を目的とし、これまで使用していた213系を置き換えるために製造された。高松方の1両はグリーン席と普通車指定席を有する2階建車両となるため、JR東日本のE217系の2階建てグリーン車をベースとしたのに対し、岡山方の2両は普通車（自由席）で、JR西日本の223系5000番台と連結する必要から、223系2000番台をベースとして設計された。本系列はJR四国で初の2階建て車となった。
川崎重工業（5000形・5200形）および東急車輛製造（5100形）で3両編成×6本（18両、M編成）が製造された。
2階建て車の5100形は、2004年（平成16年）度のグッドデザイン賞（財団法人産業デザイン振興会）およびブルーリボン賞（鉄道友の会）を受賞した（両賞の受賞はJR四国発足後初）。
JR四国5000系電車 車両概説
高松方の先頭車5100形は、2階をグリーン席、1階を普通席（いずれも指定席）としたダブルデッカーで、223系2000番台を基本とした平屋建て車と異なり、E217系のグリーン車を基本としてそれに運転台を付加した形となっている。運転台側の連結器は5101のみ電気連結器が装備されているが、それ以外は密着連結器のみである。ただし、電気連結器を装備するスペースは確保されている。また、高松寄り運転台後部には平屋席のパノラマシート1列4席（グリーン指定席）、岡山寄り車端部には車椅子対応の普通指定席2席やトイレも設置されているなど、多様なニーズに対応している。平屋部分以外の座席は自動転換装置があり、折り返し車内整備の際に使われる。
車体配色も他車と全く異なる独自のものとなっており、5101 - 5103号は青系、5104 - 5106号は赤系とされ、各車に岡山県の民話『桃太郎』にちなんだ3種のエンブレム（「桃太郎とイヌ」（5101・5104）・「桃太郎とサル」（5102・5105）・「桃太郎とキジ」（5103・5106））が描かれている。
JR四国5000系電車 車両概説
平屋建て車（5000形・5200形）と223系2000番台との形態上の差は、運転台部分が幌で常時貫通できる構造とされ、先頭部の形状が若干変更された点と、開閉式の側窓が223系1000番台とほぼ同一の下降式となった程度で、車体の配色も近畿圏で使用されているものと同一である。223系5000番台との差も車体に貼付されたJRマークの色（コーポレートカラー）、排障器（スカート）の形状の違い、停車駅接近警報装置の形状や機能がJR四国のもので、JR西日本のものとは異なる。
JR四国保有の車両では初の転落防止幌が設置された。
車両の製造を公表した当初（2002年）にJR四国から発表されたプレスリリースでは、223系0番台と同じ正面形状とするなど2階建て車のデザインが大幅に異なっていたが、後に現在のデザインに変更されている。
方向幕は223系で採用された幕式種別表示器とLED式行先表示器を採用しており、車体正面にも行先表示器が設置されている。2020年3月に要検出場したM2編成から、車体正面と車体側面の行先表示器がJR西日本の体質改善車に準じたカラー表示が可能なLEDに順次更新されているが、種別表示は従来通りの幕式のままとなっている。
JR四国5000系電車 車両概説
いずれも横4列のリクライニングシートで座席の前後間隔も30 mmしか差がないが、普通車指定席には背面テーブルが省略されているほか、リクライニング角度がグリーン席よりも浅いなど、細部において差別化が図られている。また、グリーン席・普通指定席ともに網棚が設置されていない。
普通車自由席は223系2000番台とほぼ同じ転換式クロスシートと収容式座席が設置されている。座席モケットは、当初は223系2000番台と同一の茶系のものが使われていたが、2018年（平成30年）2月に全般検査出場したM6編成から、順次7200系に準じた赤系のものに変更されている。また、岡山方の先頭車は弱冷車になっている。
案内標記類については、後から追加・変更したものにはJR四国独自のデザインも使用されているため、JR東日本仕様・JR西日本仕様・自社仕様が混在している。
システムも223系5000番台の母体となった223系2000番台と同一で、VVVFインバータ制御（東芝製）を採用している。台車はボルスタレス式を採用し、基礎ブレーキとして電動台車には踏面ブレーキ、付随台車にはディスクブレーキを備える。台車はJR西日本681系電車で採用実績のある軸梁式で、ヨーダンパも設置されている。
223系5000番台と共通仕様であるため、JR西日本の通勤・近郊形車両と同じ旋律のミュージックホーンが搭載されている。JR四国の保有する一般形車両でミュージックホーンを装備しているのは本系列のみである。
JR四国5000系電車 編成
編成は、岡山側から 5000形（Mc，制御電動車） - 5200形（T，付随車） - 5100形（Tswc，制御車）のMT比1M2Tで構成され、通常は岡山寄りに223系5000番台2両編成を併結した5両編成で運転される。
2024年（令和6年）4月1日現在
JR四国5000系電車 運用
全車両がM編成としてJR四国高松運転所に配置され、基本的にJR西日本の下関総合車両所岡山電車支所配置の223系5000番台（P編成）と連結して5両編成で快速「マリンライナー」として運用されている。早朝、深夜の一部列車はP編成のみやM編成のみ、また朝ラッシュ時にはM編成1本とP編成2本による7両編成（3両＋2両＋2両）での運用もある。
登場当時、JR四国では会社発足後に新製した車両に配置区所の略号を標記していなかったが、本系列は配置区所である高松運転所の略号「四カマ」の標記がある。5100形は車体側面にJR東日本仕様で、5000・5200形は妻面にJR西日本仕様で標記される。
また年末年始・大型連休・お盆休み等の多客期には終日にわたって9両編成での運用のほか、過去にはM1編成の5101号を中間に連結してM編成2本とP編成1本による8両編成（3両＋2両＋3両）で運用されたこともあった（当時P編成には中間車が組み込まれていなかった）。
JR四国5000系電車 運用
2007年（平成19年）6月下旬からラッシュ対策としてP編成に網干総合車両所から貸し出されたサハ223形2000番台が組み込まれ、3両編成化された。しかし、その後は利用者が減少していることから、2010年（平成22年）1月19日から1月23日までの間に順次編成を減車した。これにより、3両編成の運用10本のうち5本が2両編成に、6両編成の全63本が5両編成に、9両編成の全2本が7両編成となった。
登場直後の2003年（平成15年）10月11日 - 10月13日には、全車指定席の臨時快速「マリンライナー京阪神ホリデー号」として京都駅まで乗り入れたこともあった。
2024年（令和6年）3月3日から12月まで「瀬戸大橋線ご利用3億人キャンペーン」の一環として、同キャンペーンのヘッドマークが5101 - 5106号に掲出された。
星団
星団（せいだん、star cluster）は、同じガスから誕生した、互いの重力相互作用によって結びついた恒星の集団。その特徴から散開星団 (英: open cluster) と球状星団 (英: globular cluster) に分類される。
星団 星団の種類
数十から数百の恒星が最大で50光年ほどの範囲に集まっている星団。銀河円盤の渦状腕に存在することから galactic cluster とも呼ばれ、地球からは天の川の近くに多く見られる。同じ星間分子雲から誕生して数百万年から数千万年しか経っていない「種族I」の恒星で構成されている。よく知られている散開星団として、プレヤデス星団やヒアデス星団が挙げられる。
散開星団の分類には、「星団中心部の集中度」「星団に属する星々の明暗の幅」「星団に属する星の数」の3つの要素で分類する「トランプラー分類 (英: Trumpler classification)」が用いられる。
ヒアデス星団やおおぐま座運動星団のように、収束点 (英: convergent point) と呼ばれる天球上のある一点に向って動いているように見える恒星からなる散開星団は「運動星団 (英: moving cluster, moving group)」と呼ばれる。おおぐま座運動星団は、おおぐま座α星とη星を除く北斗七星の5つなどが属する、地球に最も近い星団である。
星団 星団の種類
数万から数百万の恒星が直径100-300光年のほぼ球状の領域に密集している星団。銀河ハローに分布しており、銀河形成の初期段階、あるいは銀河同士の衝突合体に伴って生成されたと考えられている。主に「種族II」に分類される金属量の少ない年老いた星で構成されており、誕生から100億年以上経過した星も多い。天の川銀河内にある球状星団までの距離決定と年齢の推定には、球状星団によく見られることから「星団型変光星 (cluster variables)」とも呼ばれていたこと座RR型変光星の周期-光度関係が用いられる。
球状星団の分類には、星団中心部への恒星の集中度によって12段階に分類する「シャプレー・ソーヤー集中度分類 (英: Shapley-Sawyer Concentration Class)」が用いられる。
主な球状星団
M13（ヘルクレス座）
オメガ星団（NGC 5139、ケンタウルス座）
きょしちょう座47（NGC 104、きょしちょう座）
M2（みずがめ座）
M3（りょうけん座）
M4（さそり座）
M5（へび座）
M72（みずがめ座）
星団 研究対象としての星団
散開星団や球状星団は、恒星進化の理論を検証するために重用されており、「星の進化の実験室」と呼ばれることもある。これは、
といった、星団に属する星に共通して見られる特徴による。すなわち、星団では様々な質量を持つ星が同じ分子雲からほぼ同時期に生まれたと見なせるため、現在の光度やスペクトルを観測することで、異なる質量を持つ恒星がそれぞれどのように進化するのかという恒星進化の理論を検証するのに都合が良い。また、同じ星団の星はどれも地球からほぼ同じ距離にあると見なせるため、HR図の縦軸の絶対等級を見かけの等級に、横軸の有効温度を色指数に置き換えた「色-等級図 (color magnitude diagram)」を用いて、星団までの距離や年齢を推定することができる。
シリウス
シリウス（Sirius）は、おおいぬ座で最も明るい恒星で、全天21の1等星の1つであり、太陽を除けば地球上から見える最も明るい恒星である。視等級は-1.46等で、シリウスに次いで明るいカノープスのほぼ2倍の明るさである。バイエル符号における名称は「おおいぬ座α星 (α Canis Majoris)」である。オリオン座のベテルギウス、こいぬ座のプロキオンと共に、冬の大三角を形成している。冬のダイヤモンドを形成する恒星の1つでもある。
肉眼では1つの恒星に見えるが、実際にはシリウスAと呼ばれるA型主系列星と、シリウスBと呼ばれる白色矮星から成る連星である。シリウスBのシリウスAからの距離は、8.2天文単位 (au)から31.5auの間で変化する。
シリウスは近距離にあるうえ、自身の光度も大きいため、肉眼でもよく見える。ヒッパルコス衛星の観測によって得られた年周視差の値に基づくと、地球との距離は約8.6光年（約2.6pc）となる。その距離から、地球に近い恒星の一つである。シリウスは太陽系に接近しているので、今後6万年の間にわずかに明るさが増す。それ以降は太陽系から離れていき、徐々に暗くなっていくが、少なくとも今後21万年間は全天一明るい恒星でありつづけると考えられている。
シリウス
主星のシリウスAは、太陽の約2倍の質量を持ち、絶対等級は1.9等である。光度は太陽の約25倍にもなるが、カノープスやリゲルなどと比べると小さい。年齢は2億年から3億年ほどと推定されている。かつてシリウスは明るい2つの恒星から成る連星系だったが、より質量が大きいシリウスBが先に寿命を迎え、1億2000万年前には赤色巨星になった。シリウスBはその後、外層を失い、現在の白色矮星になったとされている。
シリウスはおおいぬ座にあることから、英語では「Dog Star」とも呼ばれている。中国では「天狼星」、日本では古くは「青星」と呼ばれた。その明るさゆえに古くからその存在は知られており、古代エジプトでは、ナイル川の氾濫時期を知らせてくれる星として、非常に重要な働きをしていた（エジプト神話・ナイル川およびソプデトも参照）。またポリネシア人の間では、太平洋上の航海において、冬の到来を示す重要な役目を果たした。
シリウス 観察の歴史
古代エジプトでは、シリウスは豊穣の女神ソプデト(古代ギリシア語: Σῶθις、Sothis)として知られていた。シリウスは最も初期の天文記録にも記録されている。エジプト中王国時代、エジプト人はシリウスのヒライアカル・ライジングを基にEgyptian calenderを作り上げた。シリウスがヒライアカル・ライジングを起こす約70日後
に、夏至とナイル川の氾濫が起きるため、とても重視されていた。
エジプトのアレクサンドリアにいたクラウディオス・プトレマイオスは、著書アルマゲストの7巻と8巻に星表を記している。プトレマイオスは、地球の中心子午線の場所としてシリウスを使用した。しかし、奇妙な事に、プトレマイオスは青白く輝くシリウスを「赤く」輝く6つの恒星の1つとしている（以下の色に関する論争を参照）。他の5つの恒星はアークトゥルスやベテルギウスのようなスペクトル型がM型からK型の赤色巨星を指している。
1718年、エドモンド・ハレーは当時の天文測量と、トレミーのアルマゲストを比較した。結果、それまで存在が提唱されていた固有運動を発見する事に成功した。比較的明るいアルデバラン、アークトゥルス、シリウスは大きく動いたと言われており、約1800年で満月とほぼ同じ大きさにあたる、約30分（0.5度の角度）移動するとされている。
シリウス 観察の歴史
1868年、シリウスは視線速度が計測される最初の恒星となった。ウィリアム・ハギンズは、シリウスのスペクトル型を調べ、赤方偏移が起きているかを調べた。結果、ハギンズはシリウスが約40km/sで太陽系から遠ざかっていると結論付けた。しかし、現在の観測値である-5.5km/sとは大きく異なるため、ハギンズが導き出した値は誤りであるとされている。視線速度の値がマイナスである場合、これは天体が太陽系に接近している事を指している。
1698年にクリスティアーン・ホイヘンスは著書Cosmotheorosにて、シリウスとの距離を27,664au(約0.437光年)と推定した。
シリウスの年周視差は1839年に、トーマス・ヘンダーソンによる1832年から1833年にかけての観測と、Thomas Maclearらによる1836年から1837年にかけての観測によって計測された。それによって得られた年周視差は0.23秒角であった。
しかし、シリウスの年周視差の計測はそれ以前にも行われていた。例えば、ジョヴァンニ・カッシーニの観測（6秒）、喜望峰で観測を行ったニコラ・ルイ・ド・ラカーユの観測結果（4秒）を使ったネヴィル・マスケリンを含む、何人かの天文学者達の観測、ジュゼッペ・ピアッツィの観測（同程度）、フリードリヒ・ヴィルヘルム・ベッセルの観測（はっきりとした結果は得られず）などがある。
シリウス 観察の歴史
1844年にドイツの天文学者フリードリヒ・ヴィルヘルム・ベッセルがシリウスの軌道の揺らぎを観測し、伴星の存在を示唆した。のちにシリウスBと呼ばれるその伴星の姿は、1862年1月31日にアメリカの望遠鏡製作者アルヴァン・グラハム・クラークによって初めて観測された。これはディアボーン天文台にある、当時アメリカ最大の口径18.5インチ(470ミリメートル)の屈折望遠鏡、Aperture望遠鏡のテスト観測中にもたらされた。同年3月8日には小型望遠鏡での観測にも成功した。
1894年以来、シリウス系の見かけ上の軌道が不規則に揺れ動いている様子が観測されており、第3の天体が存在する可能性が示唆されてきたが、未だに確証が得られていない。観測から、データに最も合致するパターンは、シリウスAを約6年で公転している、質量が太陽質量の0.06倍の天体が存在する場合である。この天体が実在するとすると、視等級はシリウスBの5倍から10倍暗くなり、観測は極めて困難と考えられている。2008年に行われた観測では、3番目の恒星や、惑星の存在を確認する事は出来なかった。1920年代に観測された「第3の星」は現在では、背景にあった無関係の恒星だったとされている。
シリウス 観察の歴史
1915年、アメリカのウォルター・シドニー・アダムズはウィルソン山天文台でシリウスBのスペクトルを測定し、1万度近い高温の天体にもかかわらず暗いことから表面積の小さい矮星と判明した。よって、天文学者はシリウスBが白色矮星であると結論付け、シリウスBは2番目に発見された白色矮星となった。シリウスAの直径は1959年にロバート・ハンブリー・ブラウンとRichard Q. Twissによって、ジョドレルバンク天文台の強度干渉計を使い、初めて測定された。一方、シリウスBは2005年にハッブル宇宙望遠鏡を使って測定された。その結果、直径は約12,000kmで、地球の98%であるとされた。
シリウス 観察の歴史
西暦150年頃の古代ローマの天文学者プトレマイオスは、先述の通り、著書アルマゲストにおいて、シリウスをベテルギウス、アンタレス、アルデバラン、アークトゥルス、ポルックスと共に「赤く」輝く恒星と表現している。しかし、実際のシリウスは青白く発光している。この不一致は、イギリスのラトランドにあるLyndon村のアマチュア天文家Thomas Barkerによって最初に指摘され、1760年、ロンドンにある王立協会で行われた会議で発表された。1839年、ジョン・ハーシェルは2年前に見たりゅうこつ座η星の影響をおそらく受けて、改めてシリウスの色について指摘した。1892年、トーマス・シーはこれに関するいくつかの論文を出版し、1926年に最終的な要旨が発表され、赤いシリウスに関する議論が再び行われるようになった。なおシーはプトレマイオスだけでなく詩人アラトスや雄弁家キケロ、将軍ゲルマニクスの文章も引用しているが、彼ら3人は天文学者ではなく、キケロとゲルマニクスはアラトスの著書『現象 (Phaenomena) 』を翻訳・引用しているに過ぎない。ローマ帝国の政治家ルキウス・アンナエウス・セネカもシリウスは火星よりも赤いと記述している。しかし、全ての古代の記述において、シリウスが赤いとされている訳ではない。1世紀の詩人マルクス・マニリウスは、4世紀のAvienusと同様にシリウスを「海の青」と表現している。また古代中国では、紀元前2世紀から7世紀までの複数の記録全てにおいてシリウスの色が「白」と表現されている。
シリウス 観察の歴史
1985年、ドイツの天文学者シュロッサーとベルクマンは、8世紀のイタリアロンバルディア州の写本を出版した。内容はトゥールのグレゴリウスが書いたDe cursu stellarum ratio(星の進路)である。このラテン語で記された文章には、恒星の位置から、夜間に参拝を行う時間を求める手法などが記されている。そして、ここでもシリウスは「赤い」と表現されている。出版した2人は、伴星のシリウスBが赤色巨星であったため、シリウスが赤く見えたのではという仮説を唱えた。シリウスBが赤色巨星だったとすれば赤く見える可能性もあるが、わずか数千年でシリウスBが白色矮星になることは、恒星の進化を考えてもあり得ず、他の天文学者からは否定されている。また、この赤い恒星はアークトゥルスを指しているという反論も出されている。また、過去数千年間に赤色巨星化したシリウスBからガスが放出された兆候を示す観測結果は得られておらず、恒星系にそのような変化は無かったとされている。
別の説として、伴星のシリウスBが白色矮星になって冷却する過程でCNOサイクルによって核融合反応の暴走が起こり、表層が膨張して一時的に赤色巨星に似た姿になり、赤く見えたとする説、まだ発見されていない第3の天体によって赤く見えたのではという説も提唱されている。
他にも、実際にシリウスが赤いという訳ではなく単なる比喩表現であるという説もある。また、シリウスが地平線の近くにあると、レイリー散乱と呼ばれる、大気の影響で色が赤、白、青と変化する場合がある。
シリウス 可視性
見かけの視等級は-1.46等。先述の通り、太陽以外の恒星では、全天で一番明るい恒星で、2番目に明るいカノープスのほぼ2倍の明るさである。しかし、月や金星、木星ほど明るくなく、時によっては水星と火星もシリウスよりも明るくなる。シリウスは地球のほぼ全球で見る事が出来るが、北緯73度以北の地域では観測する事は出来ない。北半球高緯度の都市では、シリウスは地平線のすぐ近くにしか見えない。例えば、ロシアのサンクトペテルブルクでは地平線の上、わずか13度までしか昇らない。シリウスは、北半球から見ると、ベテルギウスとプロキオンと共に冬の大三角を成している。シリウスの赤緯が約-17度のため、南緯73度以南の地域では周極星になる。地球の歳差運動のため、シリウスはさらに南に移動していくとされている。西暦9000年にはヨーロッパの広範囲で観測する事は出来なくなり、西暦14000年には、赤緯は-67度になり、南アフリカとオーストラリアのほとんどの地域で周極星となる。
シリウスは、条件が揃えば、昼間でも観測する事が出来るが、そのためには空がとても澄んでいないといけない。太陽の高度が低くなるように、高地での観測が望まれる。また、シリウスの赤緯がマイナスのため、南半球の方が観測しやすい。
シリウス 可視性
シリウス系の2つの恒星は、地球から見ると3秒角から11秒角離れて見える。この2つの恒星を分離して観測するには、とても澄んだ夜空で、少なくとも口径12インチ(300mm)の望遠鏡を用意する必要がある。1994年にシリウスBは近点を通過した。その後、シリウスBはシリウスAから離れており、分離がしやすくなっている。
シリウスとの距離は約8.6光年(2.6パーセク)で、これは太陽を除けば5番目に近い恒星である。光度は太陽の25倍で、リゲルやベテルギウス、カノープスなどの超巨星と比較すると、とても暗い。しかし、
地球に最も近い恒星ケンタウルス座α星の約2倍しか離れていないため、肉眼では、それらの恒星よりも明るく見える。シリウスに最も近い恒星はプロキオンで、5.24光年（1.61パーセク）離れている。1977年に木星から海王星までを探査したボイジャー2号は約29万6000年後に、シリウスから4.3光年以内の領域を通過するとされている。
シリウス 連星系
シリウスは太陽系では太陽-天王星間の距離に値する、約20au離れた、50.1年で公転している伴星を持つ連星である。主星のシリウスAは太陽よりも大きいA型主系列星で、推定される表面温度は9,940Kである。伴星のシリウスBは主系列星の段階を終えた白色矮星となっている。現在のシリウスBは、可視光領域では太陽の1万分の1の光度しかないが、かつてはシリウスAよりも質量が大きかった。シリウス星系の年齢は約2億3000万年で、シリウスBが主系列星だった頃は約9.1年で公転しあう2つの青白色の恒星から成る連星系だったと考えられている。赤外線天文衛星IRASによって、シリウスの周辺に塵などが存在していることを示す赤外超過が観測された。連星系内において、赤外超過が観測される事例は珍しいと考えられている。X線天文衛星チャンドラが撮影した画像では、より表面温度が高く、大量のX線を放出している伴星シリウスBの方が明るく見える。
2015年、超大型望遠鏡VLTを使って観測を行ったViganらの研究チームは、シリウスAから0.5au内の距離に木星質量の11倍以上、1-2auの距離に木星質量の6-7倍以上、10au内の距離に木星質量の4倍以上の天体は存在しないとする研究を発表した。
シリウス 連星系
主星のシリウスAは、太陽の約2倍の質量を持つ。半径は天体干渉計によって測定され、その結果、角直径は5.936±0.016ミリ秒と測定された。自転速度は、16km/sと比較的遅く、形状はほぼ球形である。これは、大きさが似通ったベガとは対照的で、ベガは274km/sという高速で自転しており、遠心力によって赤道が膨れた回転楕円体となっている。シリウスAの表面では弱い磁場が検出されている。
シリウスAは誕生から約10億年後に、核融合反応に不可欠な、中心部にある水素を全て使い切ってしまうと考えられている。この時点で、シリウスAは赤色巨星となり、そしてその後、白色矮星へ進化するとされている。
シリウスAのスペクトルに鉄などの重元素の吸収線が強く見られることから、シリウスAはAm星に分類されている。水素と鉄の質量比で表されるシリウスAの金属量はで、これは金属量が太陽の100.5倍、すなわち太陽の大気と比べて316%の鉄があることを示している。恒星表面の金属量が高いことは、恒星全体が同じくそうであることを示す訳ではない。鉄や重元素は、恒星中心からの放射圧によって表面へと浮揚されたものである。
シリウス 連星系
伴星シリウスBの質量は太陽とほぼ同じ（太陽質量の0.98倍）で、比較的大きな白色矮星の一つだが、大きさは地球とほぼ同じである。現在の表面温度は25,200K。しかし、内部に核融合反応のような熱源を持たないため、今後20億年以上かけてゆっくりと冷えていくとされている。
白色矮星は、恒星が寿命を迎えた後に残される天体であり、シリウスBは約1億2000万年前に寿命を迎えたと考えられている。主系列星だった頃は、太陽の約5倍の質量を持つ、B型主系列星（スペクトル型B4-B5程度）であったと推測されている。シリウスBが赤色巨星だった時、現在のシリウスAに豊富な金属をもたらしたかもしれない。
シリウスBはヘリウムの核融合反応で生成された炭素と酸素の化合物で構成されている。表面の重力が強いため、周囲の物質は、質量によって分布している領域が異なる。したがって、最も軽い元素である水素のほとんどは、シリウスBの外層を形成している。実際に、シリウスBのスペクトルからは水素以外の物質の吸収線は見られない。
シリウス 連星系
シリウスが星団の一員であるという説は、1909年にアイナー・ヘルツシュプルングによって初めて提唱された。ヘルツシュプルングは、天球上でのシリウス星系の固有運動の観測から、シリウスがおおぐま座運動星団の一員であるとした。おおぐま座運動星団は固有運動を同じくする220の恒星からなり、かつては散開星団であったが現在は互いの重力に束縛されていないグループである。しかしながら、2003年と2005年にかけての研究では、シリウスがこの集団の一員である可能性は疑問視されている。おおぐま座運動星団は5±1億歳程度と見積もられているが、シリウスはこの半分程度の年齢でしかなく、この集団の一員としては若過ぎるためである。これとは別にオリン・エッゲンによって、ぎょしゃ座β星、かんむり座α星、コップ座β星、エリダヌス座β星、へび座β星からなる Sirius Supercluster の一員であるという説が提唱されている。この星団は太陽系から500光年以内に位置する3つの大きな星団のうちの1つである。他の2つはヒアデス星団とプレアデス星団で、いずれも数百の恒星により構成されている。