ミラ型変光星

ミラ変光星（/ ˈmaɪrə /、原型星ミラにちなんで命名）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、可視光で2.5等級以上の振幅を特徴とする脈動星の一種です。 [ 1 ]これらは恒星^{進化の最終}段階、漸近巨星分枝（AGB）にある赤色巨星で、数百万年以内に外層を惑星状星雲として放出し、白色矮星になります。

ミラ変光星は、中心部でヘリウム核融合を起こしているが^、質量が太陽の²倍未満である^恒星であり、すでに初期質量の約半分を失っている恒星である。しかし、非常に大きく膨張した外層のため、太陽の数 千倍も明るくなることがある。恒星全体が膨張と収縮を繰り返しているため、脈動している。これにより、温度と半径が変化し、これらの要因が光度の変動を引き起こす。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 ]} 非常に大きな視覚振幅は、光度の大きな変化によるものではなく、恒星が脈動中に温度を変化させる際に、赤外線と可視光の波長の間でエネルギー出力がシフトすることによるものである。^{[ 5 ]}

ミラ星の初期モデルでは、この過程の間、星は球対称のままであると仮定されていました（物理的な理由からではなく、主にコンピュータモデリングを単純化するため）。最近のミラ変光星の調査では、IOTA望遠鏡で分解できるミラ星の75%が球対称ではないことが判明しました^{[ 6 ]。}この結果は、個々のミラ星の以前の画像と一致しており^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]}、現在ではスーパーコンピュータでミラ星の現実的な3次元モデリングを行うよう圧力がかかっています^{[ 10 ] 。}

ミラ変光星は酸素に富む場合も炭素に富む場合もある。R Leporisのような炭素に富む星は、 AGB星が表面で酸素を炭素より多く保持する通常の傾向を覆すような狭い条件から生じる。[ ^{11 ]}ミラ変光星のような脈動するAGB星は、水素とヘリウムの殻が交互に核融合を起こし、ドレッジアップ と呼ばれる周期的な深層対流が発生する。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、炭素星となる。しかし、約4太陽質量_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サイクル核融合が顕著に起こり、炭素の大部分が表面に運ばれる前に破壊される状態である。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 ]} 

ミラ型変光星は急速に質量を失っており、この物質はしばしば星の周囲に塵の覆いを形成する。場合によっては、自然メーザーの形成に適した条件が整う。^{[ 13 ]}

ミラ型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。周期は、数十年から数世紀の間、大幅に増加または減少します（最大で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型変光星で起こると予測されていますが、熱パルスの持続時間が比較的短い（せいぜい数千年）ため、星の漸近巨星分枝寿命（100万年未満）に対して、既知の数千個のミラ型星のうち、おそらくR Hydraeでしか観測されていません。^{[ 14 ]} ほとんどのミラ型変光星は、周期ごとにわずかな変化を示しますが、これはおそらく球対称からのずれを含む恒星外層の非線形挙動によって引き起こされます。^{[ 15 ] [ 16 ]}

ミラ型変光星は、明るさが劇的に変化するため、変光星の観測に興味のあるアマチュア天文家にとって人気の高い観測対象です。ミラ型変光星の中には（ミラ自身を含め）、1世紀以上にわたって信頼できる観測データが存在するものもあります。^{[ 17 ]}

以下のリストには、選択されたミラ型変光星が含まれています。特に断りのない限り、等級はVバンドで、距離はGaia DR2星カタログからのものです。^{[ 18 ]}

• 長期変数
• 半規則変光星

• OGLE変光星光度曲線アトラス - ミラ変光星