長周期変光星

長周期変光星という用語は、低温で明るい脈動変光星のさまざまなグループを指します。これは、しばしばLPVと略されます。

変光星総合カタログでは、長周期変光星の種類は定義されていないが、ミラ変光星を長周期変光星としている。^[1] この用語は、変光星のより正確な分類が行われる前の19世紀に、典型的には数百日のタイムスケールで変化することが知られているグループを指すために初めて使用された。^[2] 20世紀半ばまでに、長周期変光星は低温巨星であることが判明した。^{[3]ミラ変光星、}半規則変光星、およびその他の脈動星 の関係が調査されており、長周期変光星という用語は一般に最も低温の脈動星、つまりほとんどすべてのミラ変光星に限定されていた。半規則変光星は、LPVとセフェイドの中間であると考えられていた。^{[4] [5]}

変光星総合カタログの出版後、ミラ変光星と半規則変光星、特にSRa型のものは、しばしば長周期変光星と見なされるようになった。^{[6] [7]} 最も広い意味では、LPVにはミラ、半規則変光星、低速不規則変光星、および巨星と超巨星の両方を含むOGLE小振幅赤色巨星（OSARG）が含まれる。^[8] OSARGは一般にLPVとして扱われず、^[9]多くの著者は、ミラと半規則変光星だけ、またはミラだけを指すために、より限定的にこの用語を使用し続けている。^[10] AAVSO LPVセクションでは、「ミラ、半規則変光星、RVタウ、およびお気に入りの赤色巨星すべて」をカバーしています。^[11]

AAVSO LPVセクションは、ミラ、SR、L型星だけでなく、別の種類の大きくて冷たいゆっくりと変化する星であるRVタウリ変光星もカバーしています。これには、それぞれ半規則型と不規則型の冷たい超巨星であるSRc型とLc型星が含まれます。最近の研究では、長周期変光星はAGB型のみ、赤色巨星の先端星である可能性が高まっています。最近分類されたOSARGは、これらの星の中では圧倒的に数が多く、赤色巨星の割合が高いです。^[8]

長周期変光星は、脈動する低温巨星または超巨星の変光星であり、その周期はおよそ100日（OSARGの場合はわずか数日）から1000日以上までである。場合によっては、変動があまりにも不明確で周期を特定できないこともあるが、本当に非周期的であるかどうかは未解決の問題である。^[8]

LPV のスペクトルクラスはF およびそれより低いですが、ほとんどは M、S、またはC のスペクトルクラスです。 Y CVn、V Aql、VX Sgrなど、空で最も赤い星の多くはLPV です。

ミラ変光星のすべてを含むほとんどの LPV は、太陽の数千倍の明るさを持つ熱的に脈動する漸近巨星分枝星です。一部の半規則型および不規則型変光星は明るさの低い巨星ですが、VY CMaなどの既知の最大級の星を含む、明るさの高い超巨星もあります。

長周期変光星の4分の1から半分は、可視波長で最大1等級の振幅と、主脈動周期の約10倍の周期を持つ非常にゆっくりとした変動を示します。これらは長副周期と呼ばれます。長副周期の原因は不明です。連星相互作用、塵の形成、回転、非放射状振動などが原因として提案されていますが、いずれも観測結果を説明するのに問題があります。^[12]

ミラ変光星はほとんどが基本モードの脈動体であるが、漸近巨星枝上の半規則変光星と不規則変光星は第1、第2、または第3倍音で脈動する。あまり規則的ではないLPVの多くは、複数のモードで脈動する。^[13]

長い二次周期は基本モードの放射状脈動やその高調波によって引き起こされることはないが、奇妙なモードの脈動が一つの説明となる可能性がある。^[12]

• GCVS 変動タイプ
• AAVSO 長周期変光セクション
• OGLE 変光星の光度曲線アトラス - 長周期変光星