たて座デルタ変光星

たて座デルタ変光星（Vバンドの振幅が0.3等級より大きい場合は矮小セファイドと呼ばれることもある）は、若い脈動星のサブクラスである。これらの変光星は、古典的なセファイド変光星と同様に重要な標準光源であり、大マゼラン雲、球状星団、散開星団、銀河中心までの距離を確定するために使用されている。^{[2] [3] [4] [5]}これらの変光星は、セファイド変光星などの他の標準光源と同様に、特定の通過帯域で周期と光度の関係に従う。^{[4] [5] [6] [7]} SXフェニックス変光星は、一般的に、古い星を含むたて座デルタ変光星のサブクラスであると考えられており、球状星団で見つけることができます。SXフェニックス変光星も周期と光度の関係に従います。^{[4] [7]} 最後のサブクラスは、前主系列（PMS）たて座デルタ変光星である。

OGLEとMACHOの調査により、大マゼラン雲で約3000個のデルタたて座変光星が検出されています。^{[6] [8]}典型的な明るさの変動は、数時間にわたってVで0.003から0.9等級ですが、変動の振幅と周期は大きく異なる場合があります。これらの星は通常、A0からF5型の巨星または主系列星です。高振幅のデルタたて座変光星は、プロトタイプのAI Velorumにちなんで、 AI Velorum星とも呼ばれています。

たて座デルタ星は、放射状および非放射状の両方の光度脈動を示します。非放射状の脈動は、表面の一部が同時に内側に、一部が外側に動くことです。放射状の脈動は特殊なケースで、星は球形を維持するために半径を変えることで平衡状態の周りで膨張および収縮します。変動は、エディントン弁またはカッパ機構による星の膨張と収縮によるものです。星の大気はヘリウムに富んでいます。ヘリウムは圧縮されるとイオン化が進み、不透明になります。そのため、周期の最も暗い部分では、星の大気中に高度にイオン化された不透明なヘリウムがあり、光の一部が逃げるのを妨げます。この「遮られた光」からのエネルギーにより、ヘリウムは加熱されて膨張し、より透明になるため、より多くの光が通過します。より多くの光が通過すると、星は明るく見え、膨張とともにヘリウムは冷え始めます。したがって、ヘリウムは重力によって収縮し、再び加熱され、周期的なプロセスが継続されます。たて座デルタ星は、その生涯を通じて、古典的なセフェイド不安定帯に位置するときに脈動を示します。その後、主系列から巨星分枝に移動します。

この種の変光星の原型はたて座デルタ星（δ Sct）で、見かけの等級が+4.60から+4.79まで4.65時間周期で明るさが変動します。たて座デルタ星の他の有名な変光星には、アルタイルやデネボラ（しし座β星）などがあります。ベガ（こと座α星）はたて座デルタ星の変光星である可能性が疑われていますが^[9] 、未確認のままです。

他の例としては、 - σ Octantisとβ Cassiopeaeが挙げられます。

• Samus NN、Durlevich OV、他「変光星総合カタログ (GCVS4.2、2004 版)」
• 宇宙生物学、天文学、宇宙飛行の百科事典の AI Velorum スター
• AAVSO: 脊椎デルタと脊椎デルタ変数