II型セフェイド

II型セフェイドは、通常1日から50日の周期で脈動する変光星です。 ^{[1] [2]} これらはII型星団に属し、古く、通常は金属が少なく、質量が小さい天体です。^[1]

他のセフェイド変光星と同様に、タイプIIは星の明るさと脈動周期の間に関係性を示し、他のデータがほとんどない場合に距離を確定するための標準光源として有用である^{[3] [4]}

より明るい、より長周期のII型セファイド変光星は、 NGC 5128とNGC 4258の局部銀河群の外側で検出されている。^{[5] [6] [7] [8]}

歴史的に、II型セファイド変光星はW Virginis変光星と呼ばれていましたが、現在は周期の長さに基づいて3つのサブクラスに分類されています。1日から4日の周期を持つ星はBL Herculisサブクラス、10日から20日のものはW Virginisサブクラスに属します。周期が20日を超え、通常は深い極小期と浅い極小期を交互に繰り返す星はRV Tauriサブクラスに属します。RV Tauri変光星は通常、深い極小期から深い極小期までの正式な周期、つまり40日以上で分類されます。^{[1] [2]}

これらのタイプの区分は必ずしも明確ではなく、合意されているわけでもない。例えば、BL Her 型と W Vir 型の境界線は 4 日から 10 日の間とされており、両者の間には明確な区分はない。RV Tau 型変光星には明らかな交互極小期がない可能性があるが、W Vir 型変光星の中にはそれがあるものがある。とはいえ、各タイプは明確に異なる進化段階を表していると考えられており、BL Her 型は水平枝から漸近巨星枝(AGB)へと移行するヘリウム核燃焼天体であり、W Vir 型は青いループ上で水素またはヘリウム殻燃焼を起こしており、RV Tau 型は核融合の終わりか終わりに近いポスト AGB 天体である。

特に、RV タウ星の光度曲線には不規則性があり、最大と最小の両方の明るさがゆっくりと変化し、周期が変動し、変化がほとんどない間隔があり、時には一時的に無秩序な動作に陥ることがあります。たて 座 R 星は最も不規則な光度曲線の 1 つです。

セフェイドII型変光星の物理的特性はほとんどわかっていません。例えば、それらの質量は太陽の質量に近いかそれ以下であると予想されますが、信頼できる質量がわかっている例はほとんどありません。^[9]

タイプIIセファイド変光星は、一定の周期で古典的なセファイド変光星よりも約1.6等級暗い。 ^{[10]セファイド変光星は、}銀河中心、球状星団、銀河までの距離を判定するために使用される。^{[5] [11] [12] [13] [14] [15] [16]}

タイプ II セファイド変光星はタイプ I 変光星ほど知られておらず、肉眼で確認できる例がわずか数個しかありません。このリストでは、RV タウリ変光星の周期は連続する極小期の間隔であり、他のサブタイプの周期の 2 倍です。

• OGLE 変光星の光度曲線アトラス - タイプ II セフェイド