ミラ変数

ミラ変光星 （原型星ミラにちなんで名付けられた）は、非常に赤い色、100日を超える脈動周期、赤外線で1等級以上、可視波長で2.5等級以上の振幅を特徴とする脈動星の一種である。 ^[1]これらは、漸近巨星枝（AGB）上の恒星進化の非常に後期段階にある赤色巨星であり、数百万年以内に 惑星状星雲として外層を放出し、白色矮星になる。

ミラ変光星は、中心部でヘリウムの核融合反応を起こしたほど重いが、質量が太陽の2倍未満の恒星であり^[2]、すでに初期質量の約半分を失っている。^[要出典]しかし、非常に大きく膨張した外殻のため、太陽の 数千倍も明るくなることがある。ミラ変光星は、恒星全体が膨張したり収縮したりするために脈動している。これにより、半径とともに温度が変化し、この2つの要因が光度の変化を引き起こす。脈動は恒星の質量と半径に依存し、周期と光度（および色）の間には明確な関係がある。^{[3] [4]} 非常に大きな視覚的振幅は、光度の大きな変化によるものではなく、脈動中に恒星の温度が変化するため、赤外線と可視波長間のエネルギー出力がシフトするためである。^[5]

ミラ変光星の初期モデルでは、この過程で星は球対称のままであると想定されていた（主に物理的な理由ではなく、コンピュータモデリングを単純化するため）。ミラ変光星の最近の調査では、IOTA望遠鏡を使用して解像できるミラ変光星の75％が球対称ではないことがわかった。^[6]この結果は、個々のミラ変光星の以前の画像と一致しており、^{[7] [8] [9]}そのため、スーパーコンピュータでミラ変光星の現実的な3次元モデリングを行うプレッシャーがかかっている。^[10]

ミラ変光星は酸素に富む場合と炭素に富む場合がある。Rレポリスのような炭素に富む星は、ドレッジアップによりAGB星が表面で炭素よりも酸素が過剰になるという通常の傾向を無視した、狭い範囲の条件から発生する。^[11] ミラ変光星のような脈動 AGB 星は、交互に水素とヘリウムの殻の中で核融合を起こし、ドレッジアップと呼ばれる周期的な深部対流を起こす。これらのドレッジアップはヘリウム燃焼殻から炭素を表面に運び、炭素星になる。しかし、約 4  M _☉以上の星では、高温底燃焼が起こる。これは、対流領域の下部が十分に高温になり、CNO サイクル核融合が起こり、炭素の多くが表面に運ばれる前に破壊される場合である。したがって、より質量の大きい AGB 星は炭素に富むことはない。^[12]

ミラ変光星は急速に質量を失っており、この物質はしばしば恒星の周囲に塵の覆いを形成している。場合によっては、自然メーザーの形成に適した条件が整っている。^[13]

ミラ変光星のごく一部は、時間の経過とともに周期が変化するようです。数十年から数世紀にわたって、周期は大幅に増加または減少します (最大 3 倍)。これは、ヘリウム殻が外側の水素殻を再点火する熱パルスによって引き起こされると考えられています。これにより恒星の構造が変化し、周期の変化として現れます。このプロセスはすべてのミラ変光星で発生すると予測されていますが、恒星の漸近巨星枝の寿命 (100 万年未満) に対する熱パルスの持続時間が比較的短い (最大で数千年) ため、数千あるミラ型恒星のうち、おそらくR うみへび座でのみ観測されています。^[14] ほとんどのミラ変光星は、周期ごとにわずかな周期の変化を示しますが、これはおそらく、球対称性からの偏差を含む恒星外層の非線形動作が原因です。^{[15] [16]}

ミラ変光星は、明るさが劇的に変化するため、変光星観測に興味のあるアマチュア天文学者にとって人気の高い星です。ミラ変光星の中には（ミラ自体も含め）、1世紀以上も遡る信頼性の高い観測結果があるものもあります。^[17]

以下のリストには、選択されたミラ変光星が含まれています。特に断りがない限り、等級はVバンドで、距離はガイアDR2星カタログから取得されています。^[18]

• 長期変数
• 半規則変光星

• OGLE 変光星の光度曲線アトラス - ミラ変光星