はくちょう座α星変光星

アルファ シグニ変光星は非放射状脈動を示す変光星で、これは恒星表面の一部が収縮し、同時に他の部分が膨張していることを意味します。これらはスペクトル型B または A の超巨星です。0.1等級の明るさの変化は脈動と関連しており、複数の脈動周期の鼓動により不規則に見えることがよくあります。脈動の周期は通常、数日から数週間です。

これらの星の原型であるデネブ（αはくちょう座）は、明るさが+1.21等級から+1.29等級の間で変動する。多くの初期の超巨星では小振幅の急激な変動が知られているが、1985年に第4版の変光星総合カタログが出版されるまで、それらは正式にクラスに分類されていなかった。このカタログでは、αはくちょう座変光星の頭字語としてACYGが使われた。^[1] 多くの高輝度青色変光星（LBV）は、静止期（高温期）にαはくちょう座型の変動を示すが、これらの場合にはLBV分類が一般的に使用される。

1998年の研究でヒッパルコスのデータを分析したクリストフェル・ワールケンスとその同僚によって、多数の（32）が発見されました。^[2]

はくちょう座α変光星の脈動は完全には解明されていない。ほとんどの脈動星のように温度と光度の狭い範囲に限定されているわけではない。その代わりに、ほとんどの明るいA型とB型の超巨星、そしておそらくO型とF型の星も、ある種の予測できない小規模の脈動を示す。 非断熱ストレンジモードの放射状脈動が予測されているが、最も明るい超巨星にのみ当てはまる。より明るさの低い超巨星についても、低質量の赤色超巨星後期の星であると仮定して脈動をモデル化しているが、はくちょう座α変光星のほとんどは赤色超巨星段階を通過していないようである。^{[3] [4]}

脈動はおそらくカッパ機構によって引き起こされ、鉄の不透明度の変化によって引き起こされ、奇妙なモードが放射状および非放射状の脈動の両方で観測される短い周期を生み出します。非断熱gモードはより長い周期の変化を生み出す可能性がありますが、これはAlpha Cygni変光星では観測されていません。^[5]

• Samus NN、Durlevich OV、他「変光星総合カタログ (GCVS4.2、2004 版)」