変光星

変光星とは、地球から見た明るさ（見かけの等級）が時間とともに系統的に変化する星のことです。この変化は、放出される光の変化、または光を部分的に遮るものによって引き起こされる可能性があるため、変光星は次のいずれかに分類されます。^[¹^]

固有変光星とは、恒星の膨張や収縮などによって、その固有の光度が変化する恒星のことである。
外因性変光星とは、地球に届く光量の変化によって明るさが変化する恒星のことです。例えば、恒星の周りを公転する伴星が時折恒星を覆い隠す場合などがこれに該当します。

恒星系のタイプによっては、この変動には周期的、不規則、変動的、または一時的な挙動が含まれる可能性があります。変化は、1 時間未満から数年に及ぶ時間スケールで発生する可能性があります。多くの、おそらくほとんどの恒星は、少なくとも何らかの光度の振動を示します。たとえば、太陽のエネルギー出力は、11 年周期の太陽活動周期で約 0.1% 変動します。^{[ 2 ]}その反対の極端な例として、超新星爆発は、銀河全体を一時的に凌駕するほどの明るさになることがあります。^{[ 3 ]} 2023 年までにカタログ化された 58,200 個の変光星のうち、最も一般的なタイプは脈動変光星で、30,000 個弱、次いで食変光星が10,000 個以上となっています。^{[ 4 ]}

変光星は人類の歴史の黎明期から観測されてきた。最初に記録された周期変光星は食連星アルゴルである。周期変光星オミクロン・セティ（後にミラと命名）は17世紀に発見され、続いてカイ・キグニ、そしてRヒドラが発見された。1786年までに10個の変光星が記録された。写真乾板の登場により、変光星の発見は急速に増加した。 1912年にケフェイド変光星が周期と光度の関係にあることが示されたことで、これらを距離測定に利用できるようになった。その結果、渦巻星雲は天の川銀河の外にある銀河であることが証明された。現在、変光星は、可視宇宙の規模を決定するために使用される宇宙距離梯子のいくつかの標準的な方法（または段）を構成している。^[⁵^]食連星の周期は、構成星の質量と半径をより正確に決定することを可能にし、これは恒星進化のモデル化に特に役立つ。^[⁶^]

発見

約 3,200 年前に作成された、幸運な日と不運な日を記した古代エジプトの暦は、変光星である食連星アルゴルの発見に関する現存する最古の歴史的文書である可能性があるが、^{[ 7 ]}^{[ 8 ]}^{[ 9 ]}^{[ 10 ]}この主張の妥当性には疑問が呈されている。^{[ 11 ]}オーストラリア先住民もベテルギウスとアンタレスの変光を観察し、これらの明るさの変化を口承で伝えられる物語に取り入れていたことが知られている。^{[ 12 ]}^{[ 13 ]}^{[ 14 ]}望遠鏡以前の新星と超新星の観測は、バビロニア、中国、アラブの天文学者などによって記録されている。^{[ 15 ]}^{[ 16 ]}

望遠鏡時代の天文学者の中で、最初の周期変光星は1638年にヨハネス・ホルワルダによって発見されました。彼はオミクロン・セティ（後にミラと名付けられる）が11ヶ月周期で脈動していることに気付きました。この星は1596年にダヴィッド・ファブリキウスによって新星として記述されていました。^{[ 17 ]}この発見は、1572年と1604年に観測された超新星と相まって、星空がアリストテレスや他の古代の哲学者が教えていたように永遠に不変ではないことを証明しました。このようにして、変光星の発見は16世紀から17世紀初頭にかけての天文学革命に貢献しました。^{[ 18 ]}

2番目に記述された変光星は、1669年にジェミニアーノ・モンタナリによって発見された食変光星アルゴルで、1784年にジョン・グッドリックがその変光性を正しく説明しました。^{[ 19 ]} 1686年にG.キルヒによってカイ・キグニが、 1704年にG.D.マラルディによってRヒドラが発見されました。^[²⁰^]最初に発見されたケフェイド変光星であるイータ・アクィラエは、 1784年にエドワード・ピゴットによって発見されました。 ^[²¹^] 1786年までに、10個の変光星が知られていました。ジョン・グッドリック自身がデルタ・ケフェイとベータ・リュラエを発見しました。^[²²^] 1850年以降、特に写真によって変光星を識別できるようになったとき、既知の変光星の数は急速に増加しました。1885年、ハーバード大学天文台は、変光星を発見する目的で全天を繰り返し撮影するプログラムを開始しました。^[²³^]

1912年、ヘンリエッタ・スワン・リービットは、ケフェイド変光星の明るさと周期性の関係を発見した。^{[ 24 ]}エドウィン・ハッブルは、 1924年に当時アンドロメダ星雲と呼ばれていた場所でケフェイド変光星を発見した際に、この結果を利用した。その結果得られた距離推定により、この星雲は天の川銀河のはるか外側に位置する「島宇宙」であることが示された。これにより、渦巻星雲の性質に関する大論争は終結した。^[²⁵^] 1930年、天体物理学者のセシリア・ペインは、著書『高光度星』を出版し、^[²⁶^]その中で変光星の多数の観測を行い、特にケフェイド変光星に注目した。^[²⁷^]彼女が夫のセルゲイ・ガポシュキンと共に行った変光星の分析と観測は、この主題に関するその後のすべての研究の基礎となった。^[²⁸^]

2008 年版の変光星総合カタログ^{[ 29 ]}には、天の川銀河に 46,000 個以上の変光星、他の銀河に 10,000 個、そして「疑わしい」変光星が 10,000 個以上記載されています。アマチュア天文家は変光星の観測において長年重要な役割を果たしており、おそらく最も古い組織は1890 年に設立された英国天文学会の変光星部門^{[ 30 ]}でしょう。

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

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}用いて分析される。明るさの変化の測定値をプロットして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 ]}これらの画像には、表面に暗い斑点が写っていることがあります。そのような技術の1つに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 ]}例えば、脈動星の証拠は、その表面が周期的に明るさの変化と同じ周波数で私たちに向かって近づいたり遠ざかったりするため、スペクトルが変化することによって見出される。^{[ 42 ]}

変光星の約3分の2は脈動しているように見える。^{[ 43 ]} 1930年代に天文学者のアーサー・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 ]}最も一般的なタイプの不安定性は、星の外側の対流層における電離度の振動に関連している。^{[ 46 ]}ほとんどの星には、水素とヘリウムの電離がそれぞれ起こる2つの層がある。これらは部分電離領域と呼ばれる。これらの層の位置が星の脈動特性を決定する。^{[ 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 ]}これらの 334 通りの組み合わせが使い果たされると、変光星は発見順に番号が付けられ、V335 以降の接頭辞が付けられます。^{[ 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明るさが変化する恒星のことである。例えば、極端な「黒点」を持つ恒星は見かけの明るさに影響を与え、また、自転速度が速いため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 ]}などの既存の手法も、変光星の分類に成功裏に使用されています。

固有変光星

これらの区分に含まれるタイプの例を以下に示します。

脈動変光星

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 ]}目に見える脈動を生み出すには、これが星の特定の深さで発生する必要があります。膨張が対流層の下で発生すると、表面では変化は見えません。膨張が表面に近すぎると、復元力が弱すぎて脈動が発生しません。^{[ 61 ]}脈動の収縮段階を生み出す復元力は、脈動が星の内部深くの非縮退層で発生する場合は圧力であり、これは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

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 ]}これらの恒星は、恒星自身の質量共鳴、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 ]}不安定帯の各サブグループには、周期と絶対等級の間に固定された関係があり、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ウス型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 ]}これらは、水素燃焼を前駆星とする比較的まれな星であり、質量は太陽の4～20倍で、温度はB5クラス以上である。^{[ 64 ]}^{[ 65 ]}これらの星の半径方向の脈動は、外層の電離ヘリウムと水素の高い不透明度によって引き起こされる。^{[ 65 ]}光度が高いため、古典的ケフェイド変光星は天の川銀河の外の近傍銀河で見ることができる。^{[ 63 ]} 1784年9月10日、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。0.5–0.6 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}ため、どのタイプの星を観測しているかを知ることは常に重要です。それらは光度曲線の形状に基づいて識別できます。タイプIIケフェイドは、脈動周期に基づいてさらに細分化され、周期がBL Her星の場合は、1～4 日、W Virスターズ4〜20 日、RVタウ星は最大100日のより長い期間。^{[ 68 ]}これら3つのサブタイプは、星が中心部のヘリウムを使い果たした後の恒星進化の連続した状態に対応します。^{[ 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 ]}この変動に重なって、数年にわたる長期変動が生じる場合があります。^{[ 70 ]}スペクトルは、最大光度ではF型またはG型、最小光度ではK型またはM型です。^{[ 72 ]}これらは不安定帯の近くに位置し、II型ケフェイド変光星の高光度拡張を形成しますが、I型ケフェイド変光星よりも低温です。^{[ 73 ]}これらの脈動は、ヘリウム不透明度に関連する同じ基本的なメカニズムによって引き起こされますが、寿命の段階は大きく異なります。
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 ]}また、赤外線Kバンドで周期と光度の関係がよく確立されているため、距離指標としても役立ちます。^{[ 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^]これらはA型またはF型のスペクトルを持つ低質量巨星で、現在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 ]}デルタ・スクティ変光星は、放射状脈動と非放射状脈動の両方のモードを示します。多くの場合、多くの周期が重なり合って複雑な光度曲線を形成します。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。デルタ・スクティ星は、 40～250 km/s の振幅で、0.01～0.03の振幅で、多くの非放射状を含む複数の脈動モードがあります。より遅い回転速度の場合30 km/s、振幅は0.20～0.30等級以上であり、しばしば放射状脈動星である。^{[ 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1.0～1.3太陽等級。クラスター内では脈動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 ]}このクラスの多くの変光星は、数百日から数千日続くより長い周期の二次変動を示します。これは明るさを数等級変化させる可能性がありますが、多くの場合、より速い一次変動が重なり合って、はるかに小さくなります。この種の二次変動の理由は明確には理解されておらず、脈動、連星、恒星の自転など、さまざまな原因が考えられています。^{[ 83 ]}^{[ 84 ]}^{[ 85 ]}

ミラ型変光星

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200～450日の範囲。^{[ 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 ]}非常に大きな視覚的振幅は、主に恒星の温度変化に伴う可視光と赤外線間のエネルギー出力のシフトによるものである。^{[ 87 ]}いくつかのケースでは、ミラ変光星は数十年の期間にわたって劇的な周期変化を示し、これは最も進化したAGB星の熱パルス周期に関連していると考えられている。^{[ 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 ]}これらはミラ型変光星の前駆星と考えられていますが、寿命が長く、より一般的です。SRc型とSRd型はそれぞれ主に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 ]}半規則変光星の有名な例として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 ]}少なくとも一部の半規則変光星はミラ型変光星と非常に密接に関連しており、おそらく唯一の違いは異なる高調波で脈動していることである。^{[ 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 ]}これらの変光星は、それぞれ低温巨星か低温超巨星かに応じて、Lb型またはLc型に分類されます。^{[ 82 ]}遅い不規則変光星の代表的な例はアンタレスで、明るさがLc型に分類され、視等級は0.88から1.16。^{[ 94 ]}

ベータ・ケフェイ変光星

ベータ・ケフェイ（β Cep）変光星（特にヨーロッパではベータ・カニス・マジョリス変光星と呼ばれることもある） ^{[ 95 ]は}、0.1～0.6日の周期で0.01～0.3等級（光度が1～30%変化）の振幅を持つ短周期脈動を起こす。収縮が最小の時に最も明るくなる。この種の星の多くは、複数の脈動周期を示す。^{[ 96 ]}

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 ]}質量は、2.5～7 _M☉、非放射状脈動周期は0.5～3 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 ]}

非常に速く脈動する高温の（準矮星B型）星

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^]

PV Telescopii variables

Stars in this rare class are chemically peculiar type B (Bp) supergiants with a period of 0.1–1 day and an amplitude of 0.1 magnitude on average. Their spectra are peculiar by having weak hydrogen but extra strong carbon and helium lines, making this a type of extreme helium star.^[100] The prototype for this category of variable is PV Telescopii, which undergoes small but complex luminosity variations and radial velocity fluctuations.^[101]

Alpha Cygni variables

Alpha Cygni (α Cyg) variables are nonradially pulsating supergiants of spectral classes B to A. Their periods range from several days to several weeks, and their amplitudes of variation are typically of the order of 0.1 magnitudes. The light changes, which often seem irregular, may be caused by the superposition of many oscillations with close periods.^[102] The progenitors of these stars have at least 14 solar masses. At least for the brighter members, these variables appear to have returned to the blue supergiant region of the H–R diagram after losing considerable mass as red supergiants.^[103]Deneb, in the constellation of Cygnus is the prototype of this class.^[104]

Gamma Doradus variables

Gamma Doradus (γ Dor) variables are non-radially pulsating main-sequence stars of spectral classes F to late A, with luminosity classes of IV-V or V. Their periods are 0.3 to 3 days and their amplitudes typically of the order of 0.1 magnitudes or less. This variable type occupies a narrow range near the low-luminosity part of the instability strip, which partially overlaps the range of Delta Scuti variables. The physical properties of Gamma Doradus variables are similar to long-period Delta Scuti variables. Their slow period and low amplitudes makes Gamma Doradus variables difficult to discover from the ground; most have been spotted by space missions.^[105]

Solar-like oscillations

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 ]}太陽のような振動を生成できる表面対流層を持つ星は、一般的に、準巨星や赤色巨星とともに下位主系列星を含む不安定帯の右端よりも低温です。ただし、太陽のような振動は、ケフェイド変光星などの恒星脈動によっても励起されることがあります。^{[ 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 ]} 、ヘリウムが主成分の大気とスペクトル型 DB を持つDBV星(またはV777 Her星) ^{[ 111 ]、}およびヘリウム、炭素、酸素が主成分の大気を持つ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 ]}これらは、連星伴星によって大気の残りが剥ぎ取られた赤色巨星の小さなヘリウム核であると考えられています。^{[ 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 ]}あるいは、2つの低質量白色矮星の合体によって形成される可能性もあります。^{[ 114 ]} BLAPは、実質的に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 ]}これらの天体のほとんどは、ヘリウム核融合の中期または後期段階にあります。^{[ 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 ]}天体がこの生まれたばかりのガスと塵の繭の大部分を放出すると、質量が安定し、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 ]}このクラスの変光星は、古典的Tタウリ型と弱線Tタウリ型に細分されます。前者は典型的な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 ]}と周囲の分子星雲
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、2～3等級。^{[ 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 ]} 2つのタイプは、爆発の振幅と時間スケールが異なる。^{[ 126 ]} FUorは反射星雲に存在し、5～6等級の急激な光度増加の後、非常にゆっくりと減少する。FU Orionis変光星はスペクトル型がFまたはGであり、T Tauri星の進化段階である可能性がある。EXorはFUorのようなフレアを示すが、その持続時間ははるかに短い。5等級までの短い閃光を発することがある。これらはFUor段階に続く進化の次の段階である可能性がある。^{[ 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 ]}このため、噴火と質量損失による変動は、巨星や超巨星でより一般的です。

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 ]}これらの恒星は常に高い質量損失を続けているが、数年ごとに内部脈動によって恒星がエディントン限界を超え、質量損失が著しく増加する。^{[ 129 ]}全体的な光度はほとんど変化しないものの、視覚的な明るさは増加する。いくつかのLBVで観測された巨大な爆発は光度を増加させ、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。25～40 M☉ _。これらは赤色超巨星になる可能性があり、すでにそうなっているものも多い。すべてのLBVの特徴は、HR図の同じ領域にある非LBVと比較して、光度対質量比が高いことである。これらは、ケフェイド不安定帯とは異なる、LBV/S Dor不安定帯を占めている。^{[ 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 ]}質量損失が大きく、時折大きな噴火が起こるため、観測可能な時間スケールでの永年変化と相まって、ゆっくりとした、しかし時には大きな測光および分光学的変化を示します。^{[ 132 ]}最もよく研究されている例の 1 つは、ローカシオペヤ座です。^{[ 133 ]}

Rコロナエボレアリス変光星

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 ]} R CrB星の形成については2つのシナリオが提案されています。炭素酸素白色矮星とヘリウム白色矮星の合体、または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 ]}これらの星の塵の減少は、典型的な R CrB 型変光星よりも緩やかで対称的です。これは、2 つのタイプが異なる塵生成方法を持っていることを示唆している可能性があります。^{[ 135 ]}

ウォルフ・ライエ変光星

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 ]}進化の過程で激しい質量損失を経験し、外層に水素がほとんどない高温のヘリウム核を残しました。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 ]}一部の WR 星の変動は確率的であるように見えますが、他の星では複数の周期を示します。^{[ 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、高速回転によって赤道付近から物質が放出されることが原因です。ガンマ Cas 変光星は明るい X 線放射源であり、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 ]}

フレア星

フレア星は、恒星の光度が短時間で劇的に増加するフレア現象の観測によって定義されます。主系列星では、大規模な爆発的変動はまれです。^{[ 144 ]} フレア活動は、高速で自転している若い星でより起こりやすいです。^{[ 145 ]}フレアの頻度はより一般的で、その顕著性は、磁場が強い非常に暗い主系列星である紫外線くじら座変光星でより顕著です。 ^{[ 146 ]}フレアは、わずか数秒で数等級明るくなり、その後30分以内に通常の明るさに戻ります。プロキシマ・ケンタウリやウォルフ359など、近くのいくつかの赤色矮星はフレア星です。^{[ 145 ]}

スーパーフレアは、太陽のような恒星で観測されている、エネルギーが高く短時間で発生するフレアの一種である。^{[ 147 ]}典型的なエネルギーは少なくとも約10 ³³ ergで、これは観測された最強の太陽フレアである1859年のキャリントンイベントの推定エネルギーよりも大きい。約5 × 10 ³² erg。ケプラー宇宙望遠鏡の光度曲線は、250個のG型矮星で2,000回以上のスーパーフレアを示した。発生率は、より若く、より速く回転する星で高い。^{[ 148 ]}

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^]変動スケールは、公転周期に近い数日から、時には食を伴うもの、黒点活動の変動に伴う数年に及びます。^[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 ]}

超新星

超新星は、宇宙で最もエネルギーの高い現象の一つであり、最も劇的な激変星です。超新星は、銀河全体に匹敵するほどのエネルギーを短時間で放出し、20等級以上（1億倍以上）明るくなります。^{[ 3 ]}超新星爆発は、白色矮星または恒星の核が特定の質量/密度限界、チャンドラセカール限界に達することによって発生し、その結果、天体がほんの一瞬で崩壊します。この崩壊が「跳ね返り」、恒星が爆発してこの膨大な量のエネルギーを放出します。^{[ 152 ]}これらの恒星の外層は、毎秒数千キロメートルの速度で吹き飛ばされます。^{[ 153 ]}

放出された物質は、超新星残骸と呼ばれる星雲を形成することがある。そのような星雲の有名な例として、1054年に中国などで観測された超新星の残骸であるかに星雲がある。 ^[¹⁵⁴^]元の天体は爆発で完全に崩壊することもあれば、大質量星の場合は、中心部が中性子星（一般的にはパルサー）またはブラックホールになることもある。^[¹⁵²^]

超新星は、太陽の何倍もの質量を持つ極めて質量の大きな星の死によって発生する。この巨大な星の寿命の終わりに、核融合の灰から非核融合性の鉄の核が形成される。この鉄の核の質量は、チャンドラセカール限界に近づくにつれて増加し、限界を超えると崩壊する。^{[ 152 ]}このタイプの超新星の中で最もよく研究されているものの1つは、大マゼラン雲にあるSN 1987Aである。^[¹⁵⁵^]

超新星は、連星系において伴星から白色矮星への質量移動によっても発生する可能性がある。落下する物質によってチャンドラセカール限界を超える。 ^{[ 152 ]}このタイプの絶対光度は光度曲線の特性と関連しているため、これらの超新星は他の銀河までの距離を決定するために使用できる。^{[ 156 ]}

輝く赤い新星

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 ]}これらは特徴的な赤い外観を持ち、最初の爆発の後には長いプラトー期があります。これらの一時的なイベントの光度は新星と超新星の中間にあり、その進化は数週間から数か月続きます。^{[ 159 ]}これらのイベントの銀河系での発生率は年間 0.2 回です。^{[ 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

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 ]}矮新星には3つの種類があります。^{[ 163 ]}

U Geminorum 型星は、約 5〜20 日続く増光期の後、通常数百日間の静穏期が続きます。増光期には通常 2〜6 等級明るくなります。^{[ 164 ]}これらの星は、このタイプの変光星の中で最も明るく頻繁に現れるもののひとつである、はくちょう座の変光星にちなんでSS Cygni 型変光星としても知られています。^[¹⁶²^]
Zキメラピリ星では、最大光度と最小光度の中間の明るさの段階、いわゆる静止状態が時折見られる。
SU Ursae Majoris型の星は、頻繁に小規模な爆発を起こすほか、まれではあるもののより大規模な超爆発も起こします。これらの連星系は通常、公転周期が2.5時間未満です。

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 ]}これらの変光星は、超短周期で複雑な変光を示す場合もあれば、変光しない場合もある。^{[ 167 ]}これらの系の軌道周期は、5～65 分、22〜44 分で明るさが増す爆発的な行動が見られる3～4 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 ]}極端な場合、白色矮星の磁場が降着円盤の形成を妨げる。^{[ 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 ]}降着領域から放射されるサイクロトロン放射は、数桁の軌道変動を引き起こす可能性があります。BY Cam型連星系は、自転周期と公転周期の差がわずか（1～2%）であるため、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 ]} 1920年、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 ]}これらのシステムの光度曲線は、しばしば準正弦波状になります。視線速度曲線との比較で、システムが楕円体であるかどうかを判断できる場合がよくあります。^{[ 176 ]}楕円体変光星のもう1つの手がかりは、最大光度における光度曲線の丸みです。各構成要素が近くの伴星の向かい合う半球を照らす反射効果は、軌道と形状の分析をさらに複雑にします。^{[ 177 ]}

星のスポット

FK Comae Berenices 変数

磁気活動が活発な黒点彩層

FK Comae Berenices の光度曲線。メインのグラフは *TESS*データからプロットされた短期変動を示し、 ^{[ 178 ]}挿入図は Panov と Dimitrov (2007) ^{[ 179 ]}から改変したもので、長期変動を示しています。

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 ]}それ以外は活動的な恒星の彩層活動が長期間停止することを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^]このクラスの変光星は、回転変調測光変動を示した最初の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

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^]これらは古典的アルゴル系と呼ばれ、アルゴル自体もそのような半分離系の1つです。^[¹⁹³^]

二重周期変数

二重周期変光星 (DPV) はアルゴル型で、^{[ 194 ]}主星が太陽の少なくとも 7 倍の質量を持ち、伴星が太陽の 1〜3 倍の質量を持ち、ロッシュローブから溢れ出ている半分離連星系で構成されています。主星の周りには、光学的に厚い巨大な降着円盤が周回しています。この系は、軌道周期の約 35 倍の長い周期の測光変動を示します。小さい方の伴星は軌道周期に潮汐固定されており、この高速回転が磁気ダイナモを駆動している可能性があります。これが、質量移動率を変調することによって、より長い周期の変動を引き起こしている可能性があります。^{[ 195 ]} DPV の例として、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 ]}ベータ・リラエ型変光星の多くは、ベータ・リラエ自身を含め、二重周期変光星でもあります。^{[ 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 ]}

惑星の通過

惑星を持つ恒星は、惑星が地球と恒星の間を通過する際に明るさの変化を示します。太陽の場合、これは地球より内側の惑星、すなわち水星と金星で起こります。^{[ 200 ]}系外惑星の場合、これらの変化は恒星の伴星で見られる変化よりもはるかに小さいですが、十分に高い信号対雑音比の測光観測によって検出可能です。例としては、HD 209458、WASP-43、^{[ 201 ]} 、およびケプラーとTESSの宇宙ミッションによって検出されたすべての惑星と惑星候補が挙げられます。

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[ 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。

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発見