変動性の検出 最も一般的な変光現象は明るさの変化ですが、スペクトル や偏光の変化など、他の種類の変光現象も発生します。天文学者は、 光度曲線 データと観測されたスペクトル変化を組み合わせることで、特定の恒星が変光する理由を説明できる場合が多いのです。
変光星の観測 カリーナ星雲 に埋め込まれた、写真映えする変光星、イータ・カリーナ 変光星は一般的に測光 [ 31 ] 分光測光 、分光法 [ 32 ] 偏光測定 [ 33 ]を 光度曲線 を作成することができる。規則的な変光星の場合、変動の周期とその 振幅は 非常によく確立できるが、多くの変光星では、これらの量は時間とともにゆっくりと変化したり、周期ごとに変化したりすることがある。光度曲線のピークの明るさは極大値として知られ、谷は極小値として知られている[ 34 ] 。
アマチュア天文家は、同じ 望遠鏡 の視野内にある、等級が既知で一定の他の星と変光星を視覚的に比較することで、変光星の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、観測時刻を記録することで、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 や英国天文学会 などの組織は、世界中の参加者からそ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。[ 35 ]
光度曲線から以下のデータが導出される：[ 36 ] [ 37 ]
明るさの変化は周期的、半周期的、不規則、それとも固有のものですか？ 明るさの変動周期はどれくらいですか？ 光度曲線の形状はどのようなものか（対称か、角張っているか、滑らかに変化しているか、各周期に極小値が1つしかないか、複数あるかなど）？ スペクトルから以下のデータが導き出される：[ 37 ]
それはどのような種類の星ですか？温度はどれくらいですか？光度階級 は？ （矮星 、巨星 、超巨星 など） それは単独の星ですか、それとも連星ですか？（連星の合成スペクトルには、それぞれの星のスペクトルの要素が含まれる場合があります。） スペクトルは時間とともに変化しますか？（例えば、恒星の温度が周期的に上昇したり下降し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領域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見られるが、赤外線ではほとんど変化が見られない）。 スペクトル線の波長が変化するということは、何らかの動き（例えば、恒星の周期的な膨張と収縮、自転、あるいは膨張するガス殻など）を示唆している（ドップラー効果 ）。 星の強い磁場はスペクトルに現れる[ 38 ] 異常な発光線や吸収線は、高温の恒星大気、あるいは恒星を取り巻くガス雲の存在を示す可能性がある。 ごくまれに、恒星円盤の画像を撮影できる場合があります。[ 39 ] ドップラーイメージング があり、スペクトル線のシフトを利用して速度を測定し、それを利用して高速回転する恒星の表面上の斑点の位置を特定することができます。[ 40 ]
観察結果の解釈 光度曲線とスペクトルデータを組み合わせることで、変光星で起こる変化の手がかりが得られることが多い。[ 41 ] [ 42 ]
変光星の約3分の2は脈動しているように見える。[ 43 ] 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学方程式が、星の脈動を引き起こす不安定性につながる可能性があることを示した。[ 44 ] このメカニズムはエディントンバルブとして知られていたが、現在ではカッパ機構 と呼ばれることが多い。[ 45 ] [ 46 ] [ 45 ] ケフェイド変光星 の脈動は、ヘリウム の電離の振動（He ++ からHe + および再び He ++ へ）によって引き起こされることが知られている。[ 47 ]
星が膨張期にあるとき、部分電離領域が拡大し、冷却されます。温度が低下するため、電離度も低下します。これによりプラズマがより透明になり、星がエネルギーを放射しやすくなります。その結果、星は収縮し始めます。ガスが圧縮されると加熱され、電離度が再び増加します。これによりガスはより不透明になり、放射が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。このようにして、膨張と圧縮（膨張と収縮）のサイクルが維持されます。[ 45 ]
多くの場合、変動挙動の予測数学モデルを構築できます。通常、変動周期が一定であるという仮定が置かれます。次に、このモデルを使用してOC 図 を構築できます。OC 図は、一定期間にわたって観測された (O) 挙動から計算された (C) 挙動モデルを差し引いたグラフ、または複数のサイクルにわたって折り畳まれたグラフです。モデルが良好な適合を示す場合、この図を使用して、周期の変化、近点回転、 アプレゲート機構 の影響、ランダムな周期変化、または二体システムと第三の天体との相互作用を検出できます。[ 48 ]
命名法 特定の星座において、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: R Andromedae 。この命名法は 、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文字 R を付けました。[ 49 ] これは、バイエル が使用しなかった最初の文字です。次の発見には、RR から RZ、SS から SZ、ZZ までの文字が使用されました。例: RR Lyrae 。後の発見では、AA から AZ、BB から BZ、QQ から QZ までの文字が使用されました (I との混同を避けるために J は省略されました)。[ 50 ] [ 51 ]
分類 変光星は、内因性 または外因性の いずれかである可能性がある。[ 52 ]
固有変光星 この変動は、恒星自体の物理的特性の変化によって引き起こされています。このカテゴリーは、以下の4つのサブグループに分類できます。 脈動変光星とは、自然な進化過程の一環として、半径が交互に膨張と収縮を繰り返す恒星のことである。 噴火型変光星とは、表面でフレアや質量放出などの噴火現象を起こす恒星のことである。 激変星または爆発的変光星とは、新星 や超新星 のように性質が激変する恒星のことである。 X線変光星、高温の質量降着 コンパクト天体 との近接連星系。[ 53 ] 外因性変光星 この変動は、自転や日食などの外部からの視点によって引き起こされます。以下の2つのサブグループがあります。 食連星、二重星 、または惑星系において、 地球 から見ると、恒星が公転する際に時折互いを食したり、惑星が恒星を食したりする現象。 回転変光星とは、その自転に関連する現象によって変光する恒星のことである。例としては、極端な「黒点」を持つ恒星（見かけの明るさに影響を与える）や、自転速度が速いために楕円形になる恒星などが挙げられる。 これらのサブグループ自体がさらに特定のタイプの変光星に細分化され、通常はその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 Geminorumにちなんで U Gem 星と指定されます。[ 54 ]
天の川銀河の概略図。GNP/GSPは銀河の北極と南極を表す。 天の川 銀河の恒星の集団は、年齢、化学組成、銀河内での動きに基づいて 2 つのグループに分けられます。種族 I の恒星は、 銀河系の平坦な面 に限定されており、薄い円盤の 恒星として知られています。これらは散開星団 に由来し、恒星核融合プロセスによって生成された元素の含有量が高い（金属量が 高い）ことがよくあります。種族 II の恒星は、 厚い円盤 、銀河ハロー 、球状星団 、銀河バルジ に多く分布しています。これらははるかに古い恒星で、ヘリウムよりも質量の大きい元素の含有量が低いです。変光星の分類システムとその挙動は、場合によってはその種族への所属によって決定されます。[ 55 ]
ガイア宇宙望遠鏡などのCCD大規模天体観測から得られる光度曲線データの流入により、変光星の分類は手動分類から機械学習手法へと移行しました。一般的な手法はランダムフォレスト分類です。色、等級、周期など、変光星クラス固有のさまざまなパラメータが分類の入力データとなります。光度曲線にはフーリエ変換が よく適用され、振幅比や項間の位相差などの追加パラメータも使用されます。[ 56 ]光度曲線データを直接検査できるという利点を持つニューラルネットワークや、ノイズのあるアプリケーションの密度ベース空間クラスタリング（DBSCAN） [ 57 ]
固有変光星 温度と明るさの関係を示すヘルツシュプルング・ラッセル図 における固有変数の種類 これらの区分に含まれるタイプの例を以下に示します。
脈動星は膨張と収縮を繰り返し、明るさやスペクトルに影響を与えます。脈動は一般的に、星全体が一体となって膨張・収縮する放射状脈動 と、星の一部が膨張し、別の部分が収縮する非放射状脈動に分けられます。[ 58 ] [ 59 ]
脈動の種類と星内部の位置によって、星の周期を決定する固有周波数または基本周波数が存在します。星は、より高い周波数である 倍音 または高調波 で脈動することもあり、これはより短い周期に対応します。脈動変光星は、単一の明確な周期を持つ場合もありますが、多くの場合、複数の周波数で同時に脈動するため、干渉する 個々の周期を決定するには複雑な解析が必要です。場合によっては、脈動に明確な周波数がなく、確率的 と呼ばれるランダムな変動を引き起こします。脈動を利用して星の内部を研究することは、星震学 として知られています。[ 60 ]
脈動の膨張段階は、不透明度の高い物質による内部エネルギーの流れの遮断によって引き起こされますが、[ 60 ] [ 61 ] 音響 モードまたは圧力 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、これは g モード と呼ばれます。脈動変光星は通常、これらのモードのうちの 1 つだけで脈動します。[ 60 ]
セファイドとセファイド類似変光星 不安定帯の位置を示すH-R図 ヘルツシュプルング・ラッセル図は、恒星の 絶対等級 とスペクトル型 （光度対有効温度 ）の関係を示す散布図です。太陽のようなほとんどの通常の恒星は、この図の右下から左上に向かって走る主系列 と呼ばれる帯を占めています。これらの脈動星のいくつかの種類は、A型星とF型星の領域で主系列を横切り、H-R図上で垂直に右に進み、最終的に超巨星のトラックを横切る、ケフェイド不安定帯と呼ばれるボックスを占めています。 [ 62 ] 共鳴 、一般的には基本周波数 によって引き起こされる、非常に規則的に膨張と収縮を繰り返します。脈動変光星のエディントン弁 機構は、ケフェイドのような脈動を説明すると考えられています。[ 63 ]
ケフェイド変光星の脈動不安定性は、恒星のスペクトル型、有効温度、表面視線速度の変動と相関している。[ 63 ] 関係 があり、周期と恒星の平均密度の間にも関係がある。周期と光度の関係により、これらの高光度ケフェイド変光星は、局所銀河群 内およびそれ以遠の銀河までの距離を決定するのに非常に役立つ。[ 25 ]
ケフェイド変光星はデルタ・ケフェイのみにちなんで名付けられているが、 ベータ・ケフェイ にちなんで名付けられた変光星は全く別の種類の変光星である。
古典的なケフェウス型変光星 脈動速度を大幅に加速させたケフェイド変光星のシミュレーション。光度と温度の変化を示している。 タイプIケフェイド変光星（古典ケフェイド変光星またはデルタケフェイ変光星とも呼ばれる）は、進化段階にある種族I（若く、質量が大きく、明るい）の黄色超巨星であり、1～100日の非常に規則的な周期で脈動する。[ 63 ] [ 64 ] [ 65 ] [ 65 ] [ 63 ] エドワード・ピゴットは、ケフェイド変光星の最初の既知の代表である イータ・アクィラエ の変光を検出した。しかし、古典的ケフェイドの名の由来は、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 星である。 [ 66 ]
タイプIIケフェイド変光星 II型ケフェイド変光星（歴史的にはW Virginis型星と呼ばれていた）は、極めて規則的な光度脈動とδ型ケフェイ変光星によく似た光度関係を持つため、当初は後者のカテゴリーと混同されていた。II型ケフェイド変光星は、より若いI型ケフェイド変光星と比較して、より古い種族IIに属する珍しい星である [ 63 ] 。II型ケフェイド変光星は、金属量が やや低く、質量も約100万分の1とかなり小さい。M☉ [ 67 ] やや低い光度、およびわずかにずれた周期と光度の関係がある BL Her 星の場合は、 日、W Vir スターズ 日、RVタウ 星は最大100日のより長い期間。[ 68 ] [ 69 ] [ 67 ]
RV Tauriの変数 これらは、深い極小期と浅い極小期が交互に現れる黄色の超巨星（実際には、生涯で最も光度の高い段階にある低質量のポストAGB星）です。[ 70 ]この二重ピークの変動は、通常30～150日の周期と最大3等級の振幅を持ちます。 [ 71 ] [ 70 ] [ 72 ] [ 73 ]
RR Lyrae型変光星 これらの比較的ありふれた変光星は、ケフェイド変光星にいくらか似ていますが、光度はそれほど高くなく、周期も短いです。タイプIケフェイド変光星より古く、種族II に属しますが、タイプIIケフェイド変光星より質量は小さいです。[ 74 ] 球状星団 によく見られるため、時折、星団型ケフェイド変光星 と呼ばれます。[ 75 ] [ 74 ] 標準光源 として、局所 銀河群内にある1 Mpc まで検出できます。 [ 76 ] 水平分枝 上にあります。これらは半径方向に脈動し、数時間から1日以上の周期で視等級が約0.2～2（光度が20%から500%以上変化）変化します。このカテゴリーは、光度曲線の形状に応じて、ベイリーのサブタイプ「a」、「b」、「c」に分類されます。[ 74 ]
デルタ・スクティ変光星 デルタ・スクティ（δ Sct）変光星はケフェ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。かつては矮小ケフェイド変光星 として知られていました。[ 77 ] スペクトル型 は通常、後期A型星と初期F型星であり、HR図 では主系列 上またはその近くに位置しています。金属量が太陽と同じ場合、質量は周期が遅い場合は太陽の約1.6倍から、脈動率が高い場合は2.4倍まで変化します。 km/s の km/s[ 78 ] デルタ・スクーティ型変光星に似た変光と0.3等級を超える振幅を持つ星は、その原型であるAI Velorum にちなんでAI Vel型変光星として知られている。[ 79 ]
SX Phoenicis変数 これらの星は金属量の少ない種族IIのδ Scuti型変光星の類似星であり、主に球状星団に見られます。明るさの変動は0.7等級（光度が約100%変化）程度で、周期は1～3時間と短いです。質量はブルーストラグラー と呼ばれ、おそらく近接連星系内の2つの普通の星の合体によって形成されたと考えられている。SX Phe変光星は回転が遅く、脈動モードのほとんどは放射状である。[ 78 ] [ 80 ]
急速に振動するAp変数 roAp 変光星は、高速回転し、強い磁場を持ち、化学的に特異なスペクトル型 A またはまれに F0 の星で 、Ap 星として知られています。その脈動挙動は、主系列星に見られる Delta Scuti 型または Gamma Doradus 型変光星の脈動挙動とよく似ています。数分の周期と数千分の 1 等級の振幅を持つ非常に速い変動を示します。Delta Scuti 型星とは異なり、roAp 型星は単一の高周波、または間隔の狭い複数の高周波で脈動します。しかし、roAp 型星の孤立した高周波は、化学的に特異ではない星でも観測されており、一部の Delta Scuti 型星は roAp の範囲で脈動を示します。したがって、その区別は明確ではありません。[ 81 ]
長期変数 長周期変光星は、数週間から数年の周期で脈動する低温の進化した星です。スペクトル型K5より低温のすべての巨星は、半径方向の脈動のために変光します。[ 82 ] [ 83 ] [ 84 ] [ 85 ]
ミラ型変光星 ミラ型変光星 χ Cygni の光度曲線 ミラ型変光星は、漸近巨星分枝 （AGB）で活動期の終わりに近づいている老齢の赤色 巨星です。これらの星は半径方向の脈動周期が100日未満から2,000日以上まで幅広くありますが、ほとんどは[ 86 ] 8等級 の範囲で明るさが変化し、光度は1000倍も変化する。[ 87 ] ミラ 自体、別名オミクロン・セティ（ο Cet）は、明るさがほぼ2等級から10等級まで変化し、周期は約332日である。[ 88 ] [ 87 ] [ 89 ]
半正則変数 これらはミラ型変光星よりも周期が短く振幅が小さい長周期変光星で、光度曲線は不規則です。SRa型とSRb型は赤色巨星 で、後者は周期性が不規則です。視覚振幅は通常2.5等級未満です。[ 90 ] 赤色超巨星 と黄色超巨星 で構成されています。[ 90 ]
半規則変光星は、時折明確な周期を示すことがあるが、多くの場合、複数の周期に分解できるほど明確な変化を示さない。[ 90 ] [ 91 ] ベテルギウスがあり、明るさが 1.10年 と5.75年の周期で半等級ずつ変化する 。[ 92 ] [ 93 ]
緩やかな不規則変動 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。中には、よく研究されていない半規則変光星もあり、多くの場合、複数の周期を持ちますが、単にカオス的なものもあります。 [ 94 ] [ 82 ] アンタレス で、明るさがLc型に分類され、視等級 は0.88から1.16 。[ 94 ]
ゆっくりと脈動するB型星 ゆっくり脈動するB型星（SPB型星）は、ベータ・ケフェイ型星よりもわずかに光度が低い高温の主系列星で、周期が長く振幅が大きい。[ 97 ] M☉ 、 日。多くは回転速度が速いため、気温が低く見えたり、不安定帯の外側に位置したりすることがある。[ 98 ]
この珍しいクラスのプロトタイプは、15等級の準矮星B型星である V361 Hydrae です。これらは数分周期で脈動し、複数の周期で同時に脈動することもあります。振幅は1等級の数百分の1程度で、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。[ 99 ]
アルファ・シグニ変光星 はくちょう座のデネブ（α Cyg）変光星は、スペクトル型 がBからAの非放射状脈動型超巨星です。周期は数日から数週間で、変動の振幅は通常0.1等級程度です。不規則に見えることが多い光の変化は、周期の近い多くの振動の重ね合わせによって引き起こされている可能性があります。[ 102 ] [ 103 ] はくちょう 座のデネブは 、このクラスのプロトタイプです。[ 104 ]
ガンマ・ドラドゥス変数 ガンマ・ドラドゥス（γ Dor）変光星は、スペクトル型 がFからA後期で、光度型 がIV-VまたはVの、放射状に脈動しない主系列星です。周期は0.3日から3日で、振幅は通常0.1等級以下です。このタイプの変光星は、不安定帯の低光度部分に近い狭い範囲を占めており、デルタ・スクティ変光星の範囲と部分的に重なっています。ガンマ・ドラドゥス変光星の物理的特性は、長周期デルタ・スクティ変光星に似ています。周期が遅く振幅が小さいため、ガンマ・ドラドゥス変光星は地上から発見するのが難しく、ほとんどが宇宙ミッションによって発見されています。[ 105 ]
太陽のような振動 太陽は 、周期が約 5 分である多数のモードで非常に低い振幅で振動します。これらの振動の研究は、太陽地震学 として知られています。太陽の振動は、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、星震学 の分野で活発な研究の主要分野の 1 つです。[ 106 ] [ 107 ] [ 108 ]
高速で脈動する黄色の超巨星 高速黄色脈動超巨星（FYPS）は、1日よりも短い脈動を持つ明るい黄色超巨星です。赤色超巨星段階を超えて進化していると考えられていますが、脈動のメカニズムは不明です。この分類は、TESSの 観測の分析に基づいて2020年に命名されました。[ 109 ]
脈動する白色矮星 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 等級から 0.2 等級のわずかな変動があります。既知の脈動白色矮星 (または前白色矮星) のタイプには、水素が主成分の大気とスペクトル型 DA を持つDAV 星 (またはZZ Ceti星) [ 110 ] DBV 星(またはV777 Her星) [ 111 ]、 GW Vir 星があります。GW Vir 星はDOV 星 とPNNV 星に細分化される可能性があります。[ 112 ] [ 113 ]
BLAP変数 青色大振幅脈動星（BLAP）は、0.2～0.4等級の変化と7～75分の典型的な周期を特徴とする、非常にまれな放射状に脈動する星の一種です。[ 114 ] [ 115 ] [ 115 ] これらは、 Ia型超新星 の長らく探されてきた生き残った伴星であるという仮説が立てられています。[ 116 ] [ 114 ] 白色矮星の 前段階の天体であり、有効温度は20,000～35,000 Kです。 [ 115 ] [ 117 ]
噴火型変光星 爆発型変光星は、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付着したりすることによって、予測不可能な明るさの変化を示します。その名前にもかかわらず、これらの星は非熱核過程による噴火であるため、激変星とは区別されます。[ 118 ]
若い恒星状天体 原始星は 、ガス星雲から真の星へと収縮する過程をまだ完了していない若い天体です。この段階では、天体は光学的に厚い 外層に深く埋め込まれているため、急速な降着過程によって引き起こされる変動は主に赤外線で観測されます。[ 119 ] 主系列 星に向かって収縮している前主系列星 になります。この天体の光度は重力収縮 に由来します。これらの天体は、強い磁場に関連して不規則な明るさの変動を示すことがよくあります。[ 120 ]
オリオン座の変光星 オリオン変光星は、通常星雲の中に埋もれている若い高温の前主系列星です。周期は不規則で、振幅は数等級です。これらの不規則変光星は、多くが最初にオリオン星雲 で発見されたことからそのように名付けられました。オリオン変光星のよく知られたサブタイプは、Tタウリ型 変光星です。Tタウリ型星 の変光は、恒星表面の斑点 と、周星円盤を周回するガスと塵の塊によるものです。 [ 121 ] 輝線 スペクトルを示しますが、後者は強い輝線を示さず、強い恒星風や降着円盤を欠いています。3番目のクラスであるハービッグAe/Be型星は、より質量が大きいタイプです。4番目は、同様の特性を持つが近くに星雲がないRWアウリガエ 型不規則変光星です。これらの最後の不規則変光星は輝線を示し、周星殻の証拠となります。[ 122 ]
ハービッグAe/Be星 ハービッグAe/Be型星V1025タウリ [ 123 ] 質量が大きい（2～8太陽 質量）ハービッグAe/Be型星の変光は、周星円盤 を周回するガス・塵の塊が原因と考えられている。また、光球上の低温領域や不安定帯を横切る際の脈動によっても発生する可能性がある。光学的変動は通常、振幅が1等級までで、数日から数週間の時間スケールで発生する。特に極端な例はUX Orionis で、これは「UXOR」のプロトタイプである。これらの原始星は、[ 124 ]
FUオリオン座変光星 若い恒星状天体のごく一部は爆発的である。主な2つのタイプは、プロトタイプ星であるFU Orionis とEX Lupi にちなんでFUorとEXorと呼ばれている。（中間型やFu Ori型YSOもある。）[ 125 ] [ 126 ] T Tauri [ 125 ]
巨人や超巨人 表面重力 が低い、より大きく光度の高い恒星は、比較的容易に物質を失います。質量損失率は、放射圧によって恒星風が推進される高光度恒星でより大きく、低温で低質量の巨星では、塵粒子への放射圧 と脈動によって質量損失率が高くなります。[ 127 ]
発光する青色の変光星 S Doradus 型変光星としても知られる高光度青色変光星（LBV）は、既知の恒星の中で最も明るい恒星の一つである。例としては、超巨星 η Carinae やP Cygni などが挙げられる。[ 128 ] [ 129 ] 超新星の偽物 と名付けられるほどであり、異なるタイプの現象である可能性がある。[ 129 ]
このカテゴリーの変光星は2つのクラスに細分化されます。古典的なLBVは、太陽の少なくとも50倍の質量を持つ恒星から進化しました。これらの恒星の質量が大きいため、赤色超巨星になることはありません。2番目のクラスは、初期質量が約500万分の1程度の、光度の低いLBVです。M☉ 。 [ 130 ]
黄色超巨星 これらの巨大な進化星は、光度が高く不安定帯より上にあるため不安定であり、[ 131 ] [ 132 ] ロー カシオペヤ座 です。[ 133 ]
Rコロナエボレアリス変光星 R CrB の外層にある大きな塵の雲の想像図[ 134 ] これらの星は爆発型変光星に分類されますが、周期的な明るさの増加は見られません。代わりに、ほとんどの時間を脈動によるものと思われる、振幅の小さい半規則的な光度変化に費やしています。不規則な間隔で、突然1～9等級（2.5～4000倍暗くなる）まで減光し、数ヶ月から数年かけて元の明るさに戻ります。これらは炭素ダストを生成する星で、炭素が豊富で水素が不足している超巨星のカテゴリーに属します。R Coronae Borealis （R CrB）はプロトタイプの星です。このダスト生成が明るさの大幅な減少の原因です。[ 135 ] 惑星状星雲の中心星残骸が ヘリウムフラッシュ を起こして超巨星になるというものです。[ 136 ]
DY ペルセイ型変光星は 、低温 R CrB 型変光星のサブクラスと考えられています。これらは漸近巨星分枝 にある炭素に富む星で、脈動と不規則な変光パターンを示します。[ 137 ] [ 135 ]
古典的な種族 I ウォルフ・ライエ (WR) 星は、質量が大きく高温の星で、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、変動を示すことがあります。[ 138 ] [ 139 ] 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。[ 140 ] [ 139 ]
カシオペヤ座ガンマ変光星 ガンマカシオペヤ 星 (γ Cas) 変光星は、超巨星ではない高速回転するB 型輝線星で 、最大 1.5 等級 (光度が 4 倍変化) も不規則に変動します。[ 141 ] 、 これは 白色矮星の伴星へのガスの降着によるものと考えられています。[ 142 ]
RS Canum Venaticorum 変数 これらは、少なくとも一方の構成要素が非常に活発な彩層を持ち、巨大な黒点やフレアがあり、近接する伴星によって強化されていると考えられている分離連星系です。前者は通常進化した星であり、後者は主系列星または準矮星のいずれかの低質量星です。星間の潮汐力によって自転周期が 公転周期 に固定され 、数日という高い自転速度になっています。彩層からの輝線とコロナ からのX線出力が見られます。[ 149 ] [ 150 ]
激変星または爆発的変光星 これらの変光星は、表面または中心核付近での熱核爆発による噴出を示します。このカテゴリーには、急速なエネルギー放出による新星のような噴出を示す、あるいはスペクトルが最小光度時の新星のスペクトルに似ている新星のような天体も含まれます。[ 118 ]
輝く赤い新星 2002年に噴火した明るい赤色新星V838 Monocerotis の光の残響の拡大を示す画像[ 157 ] 明るい赤色新星は、2 つの星の合体によって引き起こされる恒星爆発です。これらは古典的な新星 とは関係がありません。合体イベントの直前の短い期間、2 つの構成要素は共通の外層 を共有し、その後、外層を放出する質量放出イベントが起こります。[ 158 ] [ 159 ] [ 158 ]
ノヴァエ 古典新星 は劇的な爆発の結果ですが、超新星とは異なり、これらの現象は前駆星の破壊には至りません。これらは近接連星系 で形成され、一方の構成要素は白色矮星で、もう一方の通常の星構成要素から物質を降着させ、数十年から数世紀、あるいは数千年の周期で繰り返される可能性があります。新星は、降着物質の基底部で突然始まる暴走熱核融合によって点火され、特定の高圧条件（縮退物質 ）の下で爆発的に加速します。新星は、ピーク時の明るさから視等級が 2 等級または 3 等級減少するまでの時間に応じて、非常に速いものから 非常に遅いもの まで、速度クラスによって分類されます。[ 160 ] 肉眼で 見える新星がいくつか記録されており、最近の歴史の中で最も明るいのはV1500 Cygni で、1975 年に 2 等級に達しました。 [ 161 ]
再帰新星は、記録された歴史の中で複数回発生したものと定義されます。これらは質量が大きい白色矮星で発生し、噴出物の質量が小さい傾向があります。アンドロメダ銀河 の再帰新星であるM31N 2008-12aは 、 12か月ごとに爆発します。その質量はチャンドラセカール限界に近いと推定されており、Ia型超新星の 起源候補です。[ 160 ]
矮新星 再帰新星系の想像図。伴星（左）がロッシュローブからガスを噴出させている様子が描かれている。噴出したガスの流れは、白色矮星（右）の周囲を公転する降着円盤を形成する。 矮新星は、白色矮星 を含む連星であり、構成要素間の物質移動によって規則的な爆発が起こります。これらは「古典的」新星よりも暗く、より頻繁に繰り返されます。[ 162 ] [ 163 ]
Zアンドロメダ変光星 これらの共生連星 系は、赤色巨星とコンパクト星（通常は白色矮星）からなり、ガスと塵の雲に包まれています。これらは1～3等級の振幅を持つ新星のような爆発を起こし、安定した核融合を維持するために必要な降着率よりも高い降着率によって引き起こされます。このクラスのプロトタイプはZアンドロメダ です。[ 165 ]
AM CVn変数 AM CVn型変光星は、白色矮星が別の白色矮星、ヘリウム星、または進化段階にある主系列星からヘリウムに富む物質を降着している共生連星である。[ 166 ] [ 167 ] 分、 分で明るさが増す爆発的な行動が見られる 等級。最後の等級は降着円盤の不安定性によるものです。[ 166 ]
可変X線源 これらの光学的に変動する連星系は、他の変光星のカテゴリーに属さない、強烈なX線放射源である。構成要素の1つは、白色矮星、中性子星、または恒星質量ブラックホールのいずれかである降着コンパクト天体である。[ 118 ] このような変動X線源 の注目すべき例として、はくちょう座X-1 が挙げられる。[ 168 ]
DQヘルキュリス変数 DQ Herculis系は、低質量星が強い磁場を持つ白色矮星に質量を移動させる相互作用連星である。白色矮星の自転周期は連星の公転周期よりもかなり短く、測光周期として検出されることがある。通常、白色矮星の周囲に降着円盤が形成されるが、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る。白色矮星の磁場に捕らえられた内側円盤の物質は、降着するまで磁力線に沿って移動する。[ 169 ] [ 170 ]
AMヘルキュレス変数 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と連星の公転周期が同期します。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。[ 171 ] [ 172 ] 非同期極星 として知られています。この非同期性は、降着する白色矮星のフレア活動によって引き起こされると考えられています。[ 173 ]
X線連星 高質量X線連星は、 Be星または超巨星が 中性子星の伴星 と比較的近い軌道で周回しているもので構成される。質量はドナー星から降着するコンパクト天体へ移動し、その結果X線放射が生じる。Be星の場合、星の赤道付近を周回するガス円盤が光学的変動の原因であり、伴星との相互作用によって円盤が切り詰められる。[ 174 ]
外因性変光星 外的変光星には、大きく分けて自転星と食星の2種類がある。
回転する変光星 大きな黒点 を持つ恒星は、自転に伴っ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ことがあります。明るい黒点は、磁気星の磁極にも現れます。楕円形の恒星も、表面のさまざまな部分が観測者に向けられるため、明るさが変化することがあります。[ 175 ]
非球形星 回転する星は、その形状によって明るさが変化することがある。
楕円体変数 これらは非常に近い連星であり、潮汐相互作用により構成要素は非球形です。星が回転すると、観測者に向かって見える表面の面積が変化し、その結果、地球から見た明るさに影響します。[ 176 ] パイ5 オリオン座 は、この効果が明確に検出された最初のシステムとなりました。[ 177 ] [ 176 ] [ 177 ]
星のスポット 磁気活動が活発な 恒星 の場合、表面は均一に明るくなく、暗い部分と明るい部分が混在しています（太陽の黒点 のように）。恒星の彩層 も明るさが変化することがあります。恒星が自転するにつれて、明るさは数十分の1等級程度変化することが観測されます。 FK Comae Berenices 変数 FK Comae Berenices の光度曲線。メインのグラフは TESS [ 178 ] [ 179 ] これらの星は進化した星として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（見かけ上）単独の巨星で、スペクトル型は GとKであり、強い彩層 輝線 を示す。この珍しいクラスの例としては、FK Com 、V1794 Cygni 、YY Mensae などがある。[ 180 ] [ 181 ] FK Comae星の高速自転の考えられる説明としては、それらが（接触）連星 の合体の結果であるというものがある。[ 182 ]
りゅう座の変光星による BY ドラコニス星は、スペクトル型が F、G、K、または M の一般的な変光星で、0.5 等級未満 (光度の変化が 70% 未満) で、周期が数日です。恒星の磁場は、表面全体に暗い星の黒点と明るい白斑 の不均一なパターンを作り出し、これらは恒星の自転によって視線に出入りします。これらの星は通常若く、高速で自転しており、スペクトルに強い輝線を示します。恒星が年を取るにつれて、磁場と恒星風の相互作用により自転速度が低下し、活動レベルが低下します。[ 183 ]
太陽を含む F から M クラスのスペクトル範囲の多くの恒星は、磁気ダイナモによって引き起こされるさまざまなレベルの表面活動を示します。活動は緯度範囲に集中することがあり、振幅は 1 つ以上の恒星周期に基づいて時間とともに変化する可能性があります。たとえば、太陽には約 11 年続く単一の活動周期 があり、活動のピーク時には太陽はわずかに青くなります。[ 184 ] マウンダー極小期 と呼びます。このまれな現象は 17 世紀に太陽で発生しましたが、2012 年現在、他の恒星では明確に確認されていません。[ 185 ]
磁場 これらの変光星は磁場を持つが、顕著な彩層活動は見られない。
アルファ2 Canum Venaticorum 変数 アルファ2 カヌム ヴェナティコルム (α 2 CVn または ACV) 変光星は、スペクトル型 B0〜F0 の磁気化学的に特異な 星で、恒星表面に不均一に分布する元素存在量の違いにより、0.01 〜 0.1 等級 (1% 〜 10%) の変動を示します。つまり、「化学スポット」があります。また、ゆっくりと回転するにつれて、スペクトルと磁場の変動も示します。[ 186 ] これらの星の不均一なエネルギー分布の原因は、化学スペクトル線がゼーマン効果 によってより強くなるため、線遮蔽 が強化されると考えられています。これにより、紫外線フラックスがバックウォーミングによって可視光帯に変換されるため、大気の一部の層が加熱されます。[ 187 ] Ap 型星である アルファ 2 カヌム ヴェナティコルム にちなんで名付けられました。[ 188 ]
SX Arietis変数 これらの星は、α 2 CVn 型変光星の高温アナログであり、有効温度が 10,000 K を超える磁気化学的に特異な Bp 型星で構成されています。 化学的な黒点によって引き起こされる 0.1 等級程度の明るさの変動を示し、その周期は自転速度と一致します。[ 189 ]
光学的変動性パルサー 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 回転しながら明るさが変化します。回転が速いため、明るさの変化はミリ秒から数秒と非常に速いです。最初にして最もよく知られている例はカニ星雲パルサー です。このパルス状の放射の正確な原因は不明ですが、外側磁気圏の電子のシンクロトロン放射に関連している可能性があります。 [ 190 ]
食連星 食連星の明る さはどのように変化するのか外因性変光星は、地球上の観測者から見ると、何らかの外部源によって明るさが変化する。その最も一般的な理由の1つは、連星系に伴星が存在し、2つの星が連星系 を形成していることである。特定の角度から見ると、一方の星がもう一方の星を食し 、明るさが低下することがある。最も有名な食連星の1つであり、最初に発見されたのがアルゴル 、またはベータ・ペルセイ（β Per）である。[ 191 ]
分離した 二重線 食連星は、恒星進化モデル の妥当性を検証するための有用なツールである。構成要素のスペクトル型とそれらの合成光度曲線を調べることで、両方の星の質量と半径を正確に決定することができる。両方の星が同時に形成されたという仮定の下で、モデルを使用してそれらの歴史を外挿し、それが構成要素の現在の半径と一致するかどうかを確認することができる。[ 6 ]
アルゴル変数 アルゴル型変光星は、ほぼ一定の光度期間を挟んで1つまたは2つの極小期を伴う食を起こします。このクラスのプロトタイプは、ペルセウス 座 のアルゴル です。アルゴル型の光度曲線を持つほとんどのシステムは分離連星です。しかし、アルゴル型変光星の定義の一部は、構成要素の1つがロッシュローブを満たし、伴星に質量を移動させている半分離連星系にも適用されます。[ 192 ] [ 193 ]
二重周期変数 二重周期変光星 (DPV) はアルゴル型で、[ 194 ] [ 195 ] V393 Scorpii があります。[ 194 ]
ベータ・リラエ変光星 ベータ・リラエ（β Lyr）型変光星は、プロトタイプ星ベータ・リラエ （またはシェリアク）にちなんで名付けられた近接食連星です。構成要素間の重力相互作用により、少なくとも一方の星が楕円体形状になり、食の外側でも光度曲線が絶えず変化します。ベータ・リラエ系では、構成要素の1つがロッシュローブから溢れ出し、質量交換を引き起こしています。この物質の流れが光度曲線に特徴を加えています。[ 196 ] [ 197 ]
W Serpentis 変数 W Serpentisは、巨星または超巨星が質量が大きくコンパクトな星に物質を移動させる、半分離型連星の典型例である。後者の星は光学的に厚い降着円盤を持ち、質量移動率はアルゴル型変光星よりも高い。これらの連星は、物質円盤上の降着ホットスポットからの強い紫外線放射によって特徴づけられ、類似のβ Lyr型連星系とは区別される。光度曲線はノイズが多く、軌道周期はしばしば変動する。[ 198 ]
W Ursae Majoris 変種 W UMa 群の食変光星は、1 日未満の周期を示します。構成要素は互いに非常に接近しており、表面がほぼ接触しています。これらは接触型食連星と呼ばれ、共通の外層を共有しています。その結果、スペクトル型は軌道中に変化しません。軌道は円形であり、構成要素は軌道周期と同期して回転しています。[ 199 ]
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外部リンク 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 – 変光星部門
