激変星

天文学において、激変星( CV ) とは、不規則に明るさが急激に増加し、その後再び静止状態に戻る星のことです。 爆発的な明るさは肉眼で見え、静止時の明るさは目に見えない ため、最初は新星(ラテン語の「新しい」から) と呼ばれていました。

激変星は、白色矮星の主星と質量を運ぶ伴星の2つの要素からなる連星である。これらの星は互いに非常に近いため、白色矮星の重力によって伴星がゆがみ、伴星から白色矮星が物質を降着する。そのため、伴星はしばしばドナー星と呼ばれ、通常は主星よりも質量が小さい。^{[1]落下する物質は通常}水素に富み、ほとんどの場合、白色矮星の周りに降着円盤を形成する。落下する物質からの重力による位置エネルギーの損失によって、降着円盤から強い紫外線とX線の放射が検出されることが多い。^[2]現在観測されている水素に富む系で最も短い公転軌道は、ZTF J1813+4251の51分である。^[3]

ディスクの内縁にある物質が白色矮星主星の表面に落下する。古典的な新星爆発は、蓄積された水素層の底部の密度と温度が十分に高くなり、暴走する 水素核融合反応が点火され、水素層が急速にヘリウムに変わるときに発生する。降着プロセスが長く続き、白色矮星がチャンドラセカール限界に近づくと、内部密度の増加によって暴走する炭素核融合反応が点火され、 Ia型超新星爆発が引き起こされ、白色矮星が完全に破壊される可能性がある。

降着円盤は不安定になりやすく、矮新星爆発を引き起こす可能性があります。このとき、円盤の外側の部分は、一時的に冷たく鈍い状態から、より熱く明るい状態へと変化し、その後再び冷たく光る状態に戻ります。矮新星爆発は、数日から数十年の タイムスケールで再発することがあります。

激変変光星はいくつかの小さなグループに分けられ、そのクラスに特徴的な明るい原型星にちなんで名付けられることが多い。白色矮星の磁場が十分に強く、内部の降着円盤を破壊したり、円盤の形成を完全に妨げたりする場合もある。磁気系は可視光において強くて変動する偏光を示すことが多く、そのため極性星と呼ばれることもある。これらは白色矮星の自転周期と推定される周期で、小振幅の明るさの変動を示すことが多い。

CVシステムは1600以上知られています。^[7]毎年新たなシステムが発見されていますが、カタログは2006年2月1日時点で凍結されています。

激変光星は、アマチュアが最もよく発見する天体の種類の一つです。爆発段階にある激変光星は、非常に簡素な機器でも検出できるほど明るく、激変光星と混同されやすい天体は、夜ごとの動きがはっきりしている 明るい小惑星だけだからです。

ある天体が激変天体であるかどうかの検証もかなり簡単です。激変天体は通常、非常に青く、急速かつ強い変動を示し、特異な輝線を持つ傾向があります。激変天体は紫外線とX線の範囲で放射します。また、核融合爆発で生成された陽子に富む核からの陽電子の消滅によりガンマ線も放射すると予想されますが、これはまだ検出されていません。^[8]

毎年約6個の銀河新星（つまり我々の銀河系内）が発見されているが、他の銀河の観測に基づくモデルではその発生率は20～50であると示唆されている。 ^{[9]この食い違いは、星間塵による遮蔽や南半球の観測者不足、太陽が昇っているときや}満月のときに観測するのが難しいことが一因となっている。

いくつかの激変星は、その回転が連星の軌道周期と共鳴するときに、 降着円盤の変形によって引き起こされる周期的な増光を経験します。

• 激変変数のカタログと地図帳（アーカイブ版）
• 激変連星、低質量 X 線連星および関連天体のカタログ (RKcat 版 7.24、2015 年 12 月 31 日 – 最終版)
• CVnetは、CV愛好家と研究者のためのウェブサイトとコミュニティであり、新しい発見の発表を特集しています。
• 激変星初心者ガイド – 星のさまざまなクラスを非常によく分類しています。
• 激変変数、NASA の高エネルギー天体物理学科学アーカイブ研究センター (HEASARC) ページ