変光星

変光星とは、地球から見た明るさ（見かけの等級）が時間とともに規則的に変化する星のことである。この変化は放射光の変化や、光を部分的に遮るものによって起こる可能性があり、変光星は次のいずれかに分類される。^[1]

• 固有変光星。その明るさは実際には周期的に変化します。たとえば、星が膨張したり収縮したりするためです。
• 外在的変数は、地球に届く光の量の変化によって明るさが変化するように見えます。たとえば、恒星の周りを周回する伴星が恒星を覆い隠すことがあります。

多くの、おそらくほとんどの恒星は、少なくとも何らかの明るさの振動を示します。たとえば、太陽のエネルギー出力は、11年の太陽周期で約0.1%変化します。^[2]

約3,200年前に作られた古代エジプトの吉日と凶日の暦は、変光星である食連星アルゴルの発見に関する最古の歴史的文書である可能性がある。^{[3] [4] [5]} オーストラリアの先住民もベテルギウスとアンタレスの変光を観測したことが知られており、これらの明るさの変化を口承で伝えられる物語に取り入れている。^{[6] [7] [8]}

現代の天文学者による最初の変光星の特定は 1638 年で、ヨハネス・ホルワルダが、くじら座オミクロン星(後にミラと命名) が 11 か月の周期で脈動していることに気づいたときでした。この星は、1596 年にデイヴィッド・ファブリキウスによって新星として記述されていました。この発見は、1572 年と 1604 年に観測された超新星と相まって、星空はアリストテレスや他の古代哲学者が説いたように永遠に不変ではないことを証明しました。このように、変光星の発見は、16 世紀から 17 世紀初頭の天文学革命に貢献しました。

2番目に記述された変光星は、1669年にジェミニアーノ・モンタナリによって発見された食変光星アルゴルである。ジョン・グッドリックは1784年にその変光について正しい説明を与えた。白鳥座カイ星は1686年にG・キルヒによって特定され、うみへび座R星は1704年にG・D・マラルディによって特定された。1786年までに、10個の変光星が知られるようになった。ジョン・グッドリック自身は、ケフェウス座デルタ星とこと座ベータ星を発見した。1850年以降、特に写真撮影によって変光星を識別できるようになった1890年以降、既知の変光星の数は急速に増加した。

1930年、天体物理学者セシリア・ペインは『高光度星』^{[9]という本を出版し、その中で彼女は特に}セフェイド変光星に注目して数多くの変光星の観測を行った。^[10]彼女と夫のセルゲイ・ガポシュキンが行った変光星の分析と観測は、このテーマに関するその後のすべての研究の基礎となった。^[11]

変光星総合カタログ^[12] （2008年）の最新版には、天の川銀河の変光星が46,000個以上、その他の銀河の変光星が10,000個以上、さらに「疑わしい」変光星が10,000個以上掲載されている。

最も一般的な種類の変動は明るさの変化ですが、他の種類の変動、特にスペクトルの変化も発生します。光度曲線データと観測されたスペクトルの変化を組み合わせることで、天文学者は特定の星がなぜ変化するのかを説明できることがよくあります。

変光星は一般に測光法、分光法、分光法を用いて分析されます。変光星の明るさの変化を測定してプロットすると、光度曲線が作成されます。通常の変光星の場合、変化の周期とその振幅は非常によく確立されていますが、多くの変光星では、これらの量は時間の経過とともに、またはある周期から次の周期にかけてゆっくりと変化する場合があります。光度曲線のピークの明るさは最大輝度と呼ばれ、谷は最小輝度と呼ばれます。

アマチュア天文学者は、変光星を、同じ望遠鏡の視野内にある等級が既知で一定である他の星と視覚的に比較することで、変光星に関する有用な科学的研究を行うことができます。変光星の等級を推定し、観測時間を記録することで、視覚的な光度曲線を作成できます。アメリカ変光星観測者協会は、世界中の参加者からこのような観測データを収集し、科学コミュニティとデータを共有しています。

光度曲線から次のデータが導き出されます。

• 明るさの変化は周期的か、半周期的か、不規則か、それとも独特か?
• 明るさの変動周期はどれくらいですか？
• 光曲線の形状はどのようなものでしょうか (対称かそうでないか、角張っているか滑らかに変化しているか、各サイクルには最小値が 1 つだけか複数か、など)。

スペクトルから次のデータが導き出されます。

• それはどんな種類の星ですか。温度はどれくらいですか。明るさのクラスはどれくらいですか（矮星、巨星、超巨星など）。
• それは単一の星ですか、それとも連星ですか? (連星の合成スペクトルには、各構成星のスペクトルの要素が現れることがあります)
• スペクトルは時間とともに変化しますか? (たとえば、星は周期的に熱くなったり冷たくなったりすることがあります)
• 明るさの変化は、観測されるスペクトルの部分に大きく依存する可能性がある（例えば、可視光では大きな変化があるが、赤外線ではほとんど変化がない）
• スペクトル線の波長がシフトしている場合、これは動き（例えば、恒星の周期的な膨張と収縮、恒星の自転、ガス殻の膨張）を示しています（ドップラー効果）
• 星の強い磁場はスペクトルに表れる
• 異常な放出線や吸収線は、高温の恒星大気、または恒星を取り囲むガス雲の存在を示している可能性があります。

非常に稀ですが、恒星の円盤の写真を撮れる場合があります。その場合、表面に暗い斑点が見えることがあります。

光度曲線とスペクトルデータを組み合わせると、変光星に生じる変化についての手がかりが得られることが多い。^[13]例えば、脈動星の証拠は、その表面が明るさの変化と同じ周期で私たちに近づいたり遠ざかったりするため、スペクトルの変化に見られる。^[14]

変光星の約3分の2は脈動しているように見える。^[15] 1930年代に天文学者アーサー・スタンレー・エディントンは、星の内部を記述する数式が不安定性を引き起こし、星が脈動する可能性があることを示した。^[16]最も一般的なタイプの不安定性は、星の外側の対流層における電離度の振動に関連している。^[17]

星が膨張段階にあるとき、その外層は膨張し、冷却されます。温度が下がるため、イオン化の度合いも低下します。これによりガスはより透明になり、星がエネルギーを放射しやすくなります。これにより、星は収縮し始めます。ガスは圧縮されると加熱され、イオン化の度合いが再び増加します。これによりガスはより不透明になり、放射線は一時的にガスに捕捉されます。これによりガスはさらに加熱され、再び膨張します。このように、膨張と圧縮 (膨張と収縮) のサイクルが維持されます。^[要出典]

セファイド星の脈動はヘリウムの電離振動（He ⁺⁺からHe ⁺へ、そして再びHe ⁺⁺へ）によって駆動されることが知られている。^[18]

ある星座で最初に発見された変光星には、RからZまでの文字が付けられました（例：アンドロメダ座R） 。この命名システムはフリードリヒ・W・アルゲランダーによって開発され、彼は星座で最初に名前が付けられていなかった変光星に、バイエルが使用しなかった最初の文字であるRを与えました。RRからRZ、SSからSZ、ZZまでの文字は、次の発見に使用されます（例：こと座RR）。その後の発見では、AAからAZ、BBからBZ、QQからQZ（Jは省略）までの文字が使用されました。これらの334通りの組み合わせを使い果たすと、変光星は発見順に番号が付けられ、接頭辞V335以降で始まります。

変光星は、内因性変光星と外因性変光星のいずれかです。

• 固有変光星: 変光が星自体の物理的特性の変化によって引き起こされる星。このカテゴリは 3 つのサブグループに分けられます。
  • 脈動変光星は、自然な進化の老化プロセスの一環として、その半径が交互に拡大したり縮小したりする星です。
  • 噴火変光星は、表面でフレアや質量放出などの噴火を経験する恒星です。
  • 激変変光星または爆発変光星、新星や超新星のようにその性質が激変する星。
• 外因性変光星: 自転や食などの外部特性によって変動が生じる星。2 つの主なサブグループがあります。
  • 食連星、二重星、または惑星系。地球から見ると、恒星が軌道を周回しながら時折互いを食したり、惑星がその恒星を食したりします。
  • 回転変光星は、自転に関連した現象によって変動する星です。例としては、見かけの明るさに影響を与える極端な「黒点」を持つ星や、自転速度が速いために楕円形になる星などがあります。

これらのサブグループ自体は、さらに特定のタイプの変光星に分けられ、通常は原型にちなんで命名されます。たとえば、矮新星は、このクラスで最初に認識された星であるU ふたご座星にちなんで、U ふたご座星と呼ばれます。

これらの区分内のタイプの例を以下に示します。

脈動する星は膨張したり収縮したりして、その明るさやスペクトルに影響を与えます。脈動は一般的に、星全体が膨張したり収縮したりする放射状と、星の一部が膨張し、別の部分が収縮する非放射状の 2 つに分けられます。

脈動の種類と恒星内での位置によって、恒星の周期を決定する自然または基本周波数があります。恒星は、より短い周期に対応するより高い周波数である調和または倍音で脈動することもあります。脈動変光星は、明確に定義された単一の周期を持つこともありますが、複数の周波数で同時に脈動することも多く、個別の干渉周期を決定するには複雑な分析が必要です。脈動の周波数が定義されていない場合は、確率的と呼ばれるランダムな変動を引き起こします。脈動を使用して恒星内部を研究することを星震学と呼びます。

脈動の膨張段階は、不透明度の高い物質によって内部のエネルギーの流れがブロックされることで発生しますが、目に見える脈動を作り出すには、これが恒星の特定の深さで発生する必要があります。膨張が対流帯の下で発生すると、表面で変化は見えません。膨張が表面に近すぎる場所で発生すると、復元力が弱すぎて脈動を生み出せません。脈動が恒星の深部にある非縮退層で発生する場合、脈動の収縮段階を作り出す復元力は圧力である可能性があり、これは音響または圧力モードの脈動と呼ばれ、pモードと略されます。その他の場合、復元力は重力であり、 gモードと呼ばれます。脈動変光星は通常、これらのモードのいずれかでのみ脈動します。

このグループは、不安定帯上に存在する数種類の脈動星から構成され、星自身の質量共鳴（一般的には基本周波数）によって非常に規則的に膨張したり収縮したりします。一般的に、脈動変光星に対するエディントン弁機構が、セファイド変光星のような脈動の原因であると考えられています。不安定帯上の各サブグループは、周期と絶対等級の間に一定の関係があり、また周期と星の平均密度の間にも一定の関係があります。周期と光度の関係は、ヘンリエッタ・レヴィットによってデルタ・セファイド変光星について初めて確立され、この関係により、これらの高光度セファイド変光星は、局部銀河群内およびそれを超えた銀河までの距離を決定するのに非常に役立ちます。エドウィン・ハッブルはこの方法を使用して、いわゆる渦巻き星雲が実際には遠方の銀河であることを証明しました。

セフェイド変光星はセフェイム座デルタ星にちなんで命名されていますが、まったく別のクラスの変光星はセフェイム座ベータ星にちなんで命名されています。

古典的セフェイド変光星（またはデルタ・ケフェイ変光星）は、I 種（若く、質量が大きく、明るい）の黄色超巨星で、数日から数か月のオーダーの非常に規則的な周期で脈動を起こします。1784 年 9 月 10 日、エドワード・ピゴットは、セフェイド変光星のクラスの最初の代表として知られる鷲座イータ星の変光を検出しました。しかし、古典的セフェイドの名は、数か月後に ジョン・グッドリックによって変光星であることが発見されたデルタ・ケフェイ星に由来しています。

タイプ II セファイド変光星 (歴史的には W 乙女座星と呼ばれていました) は、極めて規則的な光脈動と、δ セファイド変光星によく似た光度関係を持っているため、当初は後者のカテゴリと混同されていました。タイプ II セファイド変光星は、タイプ I セファイド変光星よりも古い種族 IIの星に属します。タイプ II は、金属量がやや低く、質量がはるかに小さく、光度がやや低く、周期と光度の関係がわずかにずれているため、観測されている星がどのタイプであるかを知ることが常に重要です。

これらの星はセファイド変光星に多少似ていますが、それほど明るくなく、周期も短いです。これらはタイプ I セファイド変光星よりも古く、種族 IIに属しますが、タイプ II セファイド変光星よりも質量が小さいです。球状星団でよく見られるため、クラスターセファイド変光星と呼ばれることもあります。また、周期と光度の関係が確立されているため、距離の指標としても役立ちます。これらの A 型星は、数時間から 1 日以上の期間にわたって、約 0.2～2 等級 (光度の変化は 20% から 500% 以上) 変化します。

たて座デルタ星 (δ Sct) 変光星はセファイド変光星に似ていますが、はるかに暗く、周期もはるかに短いです。かつては矮小セファイド変光星と呼ばれていました。これらの変光星は、重なり合った多くの周期を示すことが多く、非常に複雑な光度曲線を形成します。典型的なたて座デルタ星は、振幅が 0.003～0.9 等級 (光度の変化は 0.3% ～ 130%)、周期が 0.01～0.2 日です。スペクトル型は通常、A0 から F5 の間です。

これらのスペクトル型 A2 から F5 の星は、たて座 δ 変光星に似ており、主に球状星団で発見されています。これらの星の明るさは、1 ～ 2 時間ごとに約 0.7 等級 (光度が約 100% 変化する) の変動を示します。

これらの星はスペクトル型 A または時折 F0 に属し、主系列で見つかるたて座 δ 変光星のサブクラスです。周期は数分、振幅は数千分の 1 等級と、非常に急速な変化を示します。

長周期変光星は、数週間から数年の範囲の周期で脈動する、冷たく進化した恒星です。

ミラ変光星は漸近巨星分枝(AGB) の赤色巨星です。数か月にわたって 2.5 等級から 11等級まで減光したり明るくなったりします。これは、光度にすると 6 倍から 30,000 倍の変化です。ミラ自体は、くじら座オミクロン星 (ο Cet) としても知られ、明るさはほぼ 2 等級から 10 等級の暗い星まで、およそ 332 日周期で変化します。視覚的に非常に大きな振幅は、主に星の温度が変化するにつれて、可視光と赤外線の間でエネルギー出力がシフトするためです。いくつかのケースでは、ミラ変光星は数十年にわたって劇的な周期変化を示しますが、これは最も進化した AGB 星の熱脈動サイクルに関連していると考えられています。

これらは赤色巨星または超巨星です。半規則変光星は、ときどき明確な周期を示すことがありますが、多くの場合、あまり明確でない変動を示し、複数の周期に分解されることもあります。半規則変光星のよく知られた例としては、ベテルギウスがあります。ベテルギウスは、等級が約 +0.2 から +1.2 まで変化します (明るさが 2.5 倍変化します)。半規則変光星の少なくともいくつかは、ミラ変光星と非常に密接に関連しており、おそらく唯一の違いは、異なる倍音で脈動することでしょう。

これらは、周期性がほとんどまたは全く検出されない赤色巨星または超巨星です。あまり研究されていない半規則変光星もあり、複数の周期を持つことも多いですが、単に無秩序なものもあります。

多くの変光性赤色巨星や超巨星は、数百日から数千日にわたって変動する。明るさは数等級変化することもあるが、多くの場合、より急速な主変動が重なり合って、はるかに小さくなる。この種の変動の理由は明確にはわかっておらず、脈動、連星性、恒星の自転などが考えられる。^{[19] [20] [21]}

βセフェウス変光星（β Cep）（特にヨーロッパではβカニス・マジョリス変光星と呼ばれることもある） ^[22]は、 0.1～0.6日程度の短周期の脈動を起こし、振幅は0.01～0.3等級（光度変化は1～30％）である。収縮が最小のときに最も明るくなる。この種の星の多くは、複数の脈動周期を示す。^[23]

ゆっくり脈動するB型星（SPB）は、ベータ・ケフェイ星よりもわずかに明るさが劣るが、周期が長く振幅が大きい高温の主系列星である。^[24]

この珍しいクラスの原型は、15等級の準矮星B型星であるV361うみへび座です。これらは数分周期で脈動し、同時に複数の周期で脈動することもあります。振幅は数百分の1等級で、GCVSの頭字語RPHSが与えられています。これらはpモード脈動星です。^[25]

このクラスの星は、周期が 0.1～1 日、振幅が平均 0.1 等級の Bp 型超巨星です。スペクトルは水素が弱いのに対し、炭素とヘリウムの線が非常に強いという特徴があり、極端ヘリウム星の一種です。

これらは黄色超巨星（実際には、生涯で最も明るい段階にある低質量の AGB 後期星）で、深い極小期と浅い極小期が交互に現れます。この二重ピークの変化は、通常、30～100 日の周期と 3～4 等級の振幅を持ちます。この変化に重ねて、数年にわたる長期的変化がある場合があります。スペクトルは、最大光度ではタイプ F または G、最小輝度ではタイプ K または M です。不安定帯の近くにあり、タイプ I セファイドよりも低温で、タイプ II セファイドよりも明るいです。脈動は、ヘリウム不透明度に関連する同じ基本メカニズムによって引き起こされますが、生涯の段階は非常に異なります。

はくちょう座α星（α Cyg）変光星は、スペクトルクラスがB _epから A _ep Ia の非放射状脈動超巨星です。周期は数日から数週間で、変動の振幅は通常 0.1 等級です。光の変化は不規則に見えることが多いですが、これは周期の短い振動が多数重なり合うことによって生じます。はくちょう座のデネブは、このクラスの原型です。

ガンマ・ドラダス（γ Dor）変光星は、スペクトル型F から後期 Aに属する非放射状脈動主系列星です。周期は約 1 日で、振幅は通常 0.1 等級です。

これらの非放射状脈動星は、数百秒から数千秒の短い周期を持ち、0.001から0.2等級の小さな変動を伴います。脈動白色矮星（または前白色矮星）として知られているものには、水素優勢の大気を持ち、スペクトル型がDAであるDAV（またはZZ Ceti ^{）星、 [26] 、} ヘリウム優勢の大気を持ち、スペクトル型がDBであるDBV（またはV777 Her）^{星、 [27] 、ヘリウム、炭素、酸素が優勢な大気を持つ}GW Vir星などがあります。GW Vir星は、 DOV星とPNNV星に細分化できます。^{[28] [29]}

太陽は、約 5 分の周期を持つ多数のモードで、非常に低い振幅で振動しています。これらの振動の研究は、太陽震学として知られています。太陽の振動は、太陽の外層の対流によって確率的に駆動されます。太陽のような振動という用語は、同じように励起される他の恒星の振動を説明するために使用され、これらの振動の研究は、恒星震学の分野で活発に研究されている主要な分野の 1 つです。

青色大振幅パルセータ (BLAP) は、通常 20 分から 40 分の周期で 0.2 から 0.4 等級の変化を特徴とする脈動星です。

高速黄色脈動超巨星（FYPS）は、1日未満の脈動を伴う明るい黄色超巨星である。赤色超巨星段階を超えて進化したと考えられているが、脈動のメカニズムは不明である。このクラスは、TESS観測の分析を通じて2020年に命名された。^[30]

爆発変光星は、恒星から物質が失われたり、場合によっては恒星に物質が集積したりすることで、不規則または半規則的な明るさの変化を示します。名前に反して、爆発的な現象ではありません。

原始星は、ガス星雲から真の恒星への収縮過程をまだ完了していない若い天体です。ほとんどの原始星は不規則な明るさの変化を示します。

より質量の大きい（太陽の2～8倍）ハービッグAe/Be型星の変動は、星周円盤を周回するガス塵の塊によるものと考えられています。

オリオン変光星は、通常星雲に埋もれている、主系列以前の若い高温の星です。周期は不規則で、振幅は数等級です。オリオン変光星のよく知られたサブタイプは、T タウリ変光星です。Tタウリ変光星の変光は、恒星表面の斑点と、恒星周縁の円盤を周回するガス塵の塊によるものです。

これらの星は反射星雲の中にあり、明るさが徐々に 6 等級ずつ増加し、その後、長期間一定の明るさが続きます。その後、数年かけて 2 等級 (6 倍暗くなる) ほど暗くなります。たとえば、 V1057 Cygni は11 年間で 2.5 等級 (10 倍暗くなる) 暗くなりました。FU Orionis 変光星はスペクトル型 A から G で、 T Tauri 型星の一生における進化段階である可能性があります。

大きな恒星は比較的容易に物質を失います。このため、巨星や超巨星では、爆発や質量損失による変動がかなり一般的です。

Sドラダス変光星としても知られる、最も明るい恒星は、このクラスに属します。例としては、極超巨星 ηカリーナやPはくちょう座などがあります。これらの恒星は恒星の質量損失が恒星として常に高いのですが、数年ごとに内部の脈動によってエディントン限界を超え、質量損失が大幅に増加します。全体的な光度はほとんど変化しませんが、視覚的な明るさは増加します。いくつかのLBVで観測された巨大な爆発は光度を増加させ、その増加が非常に大きいため、超新星偽物と呼ばれ、異なるタイプのイベントである可能性があります。

これらの大質量の進化した恒星は、その高い明るさと不安定帯より上の位置のために不安定であり、観測可能な時間スケールでの永年変化と相まって、大きな質量損失と時折の大規模な噴火により、ゆっくりではあるが時には大きな測光的および分光学的変化を示す。最もよく知られている例はカシオペヤ座ロー星である。

これらの星は爆発的変光星に分類されますが、周期的に明るさが増すことはありません。代わりに、ほとんどの時間最大輝度で過ごしますが、不規則な間隔で突然 1～9 等級 (2.5～4000 倍暗くなる) 暗くなり、数か月から数年かけて元の明るさに戻ります。ほとんどは、実際にはポスト AGB 星ですが、明るさによって黄色超巨星に分類されます。ただし、赤色巨星と青色巨星の両方を持つ R CrB 星もあります。R Coronae Borealis (R CrB) は、原型星です。DY Persei 変光星は、爆発に加えて周期的な変動を持つ R CrB 変光星のサブクラスです。

典型的な種族 I のウォルフ・ライエ星は、おそらく連星相互作用や星の周りの回転するガス塊など、いくつかの異なる原因により、時々変動を示す巨大な高温星です。これらの星は、ヘリウム、窒素、炭素、酸素の線を含む幅広い輝線スペクトルを示します。一部の星の変動は確率的であるように見えますが、他の星は複数の周期を示します。

カシオペヤ座ガンマ星（γ Cas）変光星は、非超巨星で高速回転する B クラスの輝線型星であり、急速な自転速度によって 赤道領域で物質が放出されるため、最大 1.5 等級（光度で 4 倍の変化）まで不規則に変動します。

主系列星では、大きな爆発的変動は例外的です。これはフレア星（ UV くじら座変光星とも呼ばれる）でのみ一般的であり、定期的にフレアを起こす非常に暗い主系列星です。これらの星は、わずか数秒で明るさが最大 ​​2 等級（6 倍の明るさ）増加し、その後 30 分以内に通常の明るさに戻ります。プロキシマ ケンタウリやウォルフ 359など、近くのいくつかの赤色矮星はフレア星です。

これらは、非常に活発な彩層を持つ近接連星系で、巨大な太陽黒点やフレアなどがあり、近接する伴星によってさらに活発化していると考えられています。変動の規模は、公転周期に近い数日間から、時には日食を伴う数年まで、太陽黒点の活動が変化するためさまざまです。

超新星は最も劇的なタイプの激変現象で、宇宙で最もエネルギーの強い現象の 1 つです。超新星は、一時的に銀河全体と同じエネルギーを放出し、20 等級以上 (1 億倍以上) 明るくなります。超新星爆発は、白色矮星または恒星核が特定の質量/密度の限界 (チャンドラセカール限界) に達することで発生し、物体はほんの一瞬で崩壊します。この崩壊は「跳ね返り」、恒星を爆発させて膨大なエネルギーを放出します。これらの恒星の外層は、毎秒数千キロメートルの速度で吹き飛ばされます。放出された物質は、超新星残骸と呼ばれる星雲を形成することがあります。そのような星雲のよく知られた例としては、1054年に中国などで観測された超新星爆発の残骸である「かに星雲」があります。前駆天体は爆発時に完全に崩壊するか、大質量星の場合は中心核が中性子星（一般にパルサー）またはブラックホールになることがあります。

超新星は、太陽の何倍も重い非常に重い恒星の死によって発生することがあります。この巨大な恒星の寿命の終わりに、核融合の灰から非溶融性の鉄の核が形成されます。この鉄の核はチャンドラセカール限界に向かって押し進められ、限界を超えて崩壊します。このタイプの最も研究されている超新星の 1 つは、大マゼラン雲のSN 1987Aです。

超新星は、二重星系内の伴星から白色矮星への質量移動によっても発生することがあります。チャンドラセカール限界は、落下する物質によって超えられます。後者のタイプの絶対光度は、その光曲線の特性と関連しているため、これらの超新星は他の銀河までの距離を確定するために使用できます。

明るい赤色新星は、2 つの恒星の合体によって引き起こされる恒星の爆発です。これらは古典的な新星とは関係ありません。特徴的な赤色の外観と、最初の爆発後の非常にゆっくりとした衰退を特徴としています。

新星も劇的な爆発の結果ですが、超新星とは異なり、元となる恒星の破壊には至りません。また、超新星と異なり、新星は熱核融合の突然の開始によって点火し、特定の高圧条件 (縮退物質) 下で爆発的に加速します。新星は近接連星系で形成され、一方の構成要素は白色矮星で、もう一方の通常の恒星構成要素から物質が降着し、数十年から数世紀、あるいは数千年にわたって再発することがあります。新星は、光度曲線の挙動に応じて、高速、低速、または非常に低速に分類されます。肉眼で見える新星がいくつか記録されており、白鳥座新星 1975 は近年で最も明るく、2 等級に達しています。

矮新星は白色矮星を含む二重星で、構成要素間の物質移動により定期的な爆発が発生します。矮新星には 3 つの種類があります。

• ふたご座U星は、約5～20日間爆発的な活動を続け、その後数百日間の静穏期が続きます。爆発時には、通常2～6等級明るくなります。これらの星は、この変光星型の中で最も明るく、最も頻繁に出現する白鳥座の変光星にちなんで、SS白鳥座変光星とも呼ばれています。
• きりん座Z星では、最大輝度と最小輝度の中間に、時折、スタンドスティルと呼ばれる輝度の平坦な部分が見られます。
• SU Ursae Majoris の連星系は、頻繁に小規模な爆発と、まれではあるが大規模なスーパーアウトバーストを起こします。これらの連星系の軌道周期は通常 2.5 時間未満です。

DQ ヘルクレス星系は、低質量の恒星が高磁性の白色矮星に質量を移す相互作用連星です。白色矮星の自転周期は連星の軌道周期よりも大幅に短く、測光周期として検出されることもあります。降着円盤は通常、白色矮星の周囲に形成されますが、その最も内側の領域は白色矮星によって磁気的に切断されます。白色矮星の磁場に捕らえられた内側の円盤の物質は、磁力線に沿って移動し、最終的に降着します。極端な場合、白色矮星の磁性によって降着円盤の形成が妨げられます。

これらの激変星では、白色矮星の磁場が非常に強いため、白色矮星の自転周期が連星の軌道周期と同期します。降着円盤を形成する代わりに、降着流は白色矮星の磁力線に沿って流れ、磁極付近で白色矮星に衝突します。降着領域から放射されるサイクロトロン放射は、数桁の軌道変動を引き起こす可能性があります。

これらの共生連星系は、赤色巨星と、ガスと塵の雲に包まれた高温の青い星で構成されています。最大 4 等級の振幅を持つ新星のような爆発を起こします。このクラスの原型は、アンドロメダ座 Z 星です。

AM CVn 変光星は共生​​連星であり、白色矮星が別の白色矮星、ヘリウム星、または進化した主系列星からヘリウムを多く含む物質を吸収しています。これらの変光星は、非常に短い周期で複雑な変化を起こしたり、時には変化がなかったりします。

外因的変数には、回転する星と食星という 2 つの主なグループがあります。

大きな黒点を持つ恒星は、自転するにつれて明るさが大きく変化し、表面の明るい部分が見えるようになる。明るい点は、磁性を持つ恒星の磁極にも発生する。楕円形の恒星も、表面のさまざまな部分を観測者に見せるため、明るさが変化することがある。^[31]

これらは非常に近い連星で、潮汐力の相互作用により、その構成要素は非球形になっています。星が回転すると、観測者に対して表される表面の面積が変わり、地球から見た明るさに影響を及ぼします。

星の表面は均一に明るいわけではなく、暗い部分と明るい部分があります (太陽の黒点のように)。星の彩層も明るさが変化することがあります。星が回転すると、数十分の一程度の明るさの変化が観測されます。

これらの星は非常に速く自転しており（赤道で約100 km/s ）、そのため楕円形をしている。これらは（明らかに）スペクトル型GとKを持つ単独の巨星であり、強い彩層 輝線を示している。例としては、FK Comae、V1794 Cygni 、UZ Libraeなどがある。FK Comae星の急速な自転の考えられる説明としては、 （接触）連星の合体の結果であるということがあげられる。^[34]

BY ドラコニス星はスペクトルクラスが K または M であり、等級の変化は 0.5 未満 (光度の変化は 70%) です。

アルファ²カヌム ベナティコルム (α ² CVn) 変光星は、スペクトルクラス B8～A7 の主系列星であり、磁場の変化により 0.01～0.1 等級 (1%～10%) の変動を示します。

このクラスの星は、高速回転による磁場の変化によって、約 0.1 等級の明るさの変動を示します。

可視光で検出されたパルサーはごくわずかです。これらの中性子星は、回転するにつれて明るさが変わります。回転が速いため、明るさの変化は数ミリ秒から数秒と非常に速くなります。最初の、そして最もよく知られている例は、かにパルサーです。

外因性変光星は、地球上の観測者から見た場合、何らかの外部要因により明るさが変化します。その最も一般的な理由の 1 つは、連星の伴星が存在することです。この 2 つの星は連星を形成します。特定の角度から見ると、一方の星がもう一方の星を覆い、明るさが減少することがあります。最も有名な食連星の 1 つは、アルゴル、またはペルセウス座ベータ星 (β Per) です。

アルゴル変光星は、ほぼ一定の明るさの期間を挟んで 1 回または 2 回の極小期を伴う日食を経験します。このクラスの原型は、ペルセウス座のアルゴルです。

二重周期変光星は周期的な質量交換を示し、その結果、非常に長い期間にわたって軌道周期が予測通りに変化します。最もよく知られている例は V393 Scorpii です。

こと座ベータ星 (β Lyr) 変光星は、シェリアク星にちなんで名付けられた、非常に近い連星です。このクラスの食変光星の光度曲線は絶えず変化しており、各食の正確な開始と終了を判定することはほぼ不可能です。

W セルペンティスは、巨大または超巨星が質量の大きいよりコンパクトな恒星に物質を輸送する半分離連星のクラスの原型です。これらは、物質の円盤上の降着ホットスポットからの強力な紫外線放射によって特徴付けられ、類似の β Lyr システムと区別されます。

このグループの星は 1 日未満の周期を示します。星同士が非常に近い位置にあるため、表面がほとんど接触しています。

惑星を持つ恒星も、その惑星が地球と恒星の間を通過すると明るさの変化を示すことがあります。これらの変化は恒星の伴星に見られる変化よりもはるかに小さく、非常に正確な観測によってのみ検出できます。例としては、HD 209458やGSC 02652-01324 、およびケプラー ミッションによって検出されたすべての惑星と惑星候補があります。

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• 恒星の脈動

• エディントン、 AS ; プラキディス、S. (1929)。「長周期変光星の周期の不規則性」。王立天文学会月報。90 (1)。ロンドン、イギリス：65–71。doi ：10.1093/mnras/90.1.65 。 2023年2月17日閲覧。

• アメリカ変光星観測者協会
• GCVS 変動タイプ
• 一般天文学協会 – 変光星セクション