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利用者:Kovayashi/sandbox12

脈動変光星[1][2]（みゃくどうへんこうせい、英: pulsating variables[1][2]）は、星自体が膨張と収縮を繰り返すことによって星の明るさ（光度）が変化する、変光星の分類の1つ。よく知られるものとしてミラ（くじら座ο星）やベテルギウス（オリオン座α星）がある。21世紀初頭現在の北極星であるポラリス（こぐま座α星Aa）も脈動変光星である。

脈動変光星は、変光周期の規則性や長短、光度変化の振幅の大きさ、光度曲線の形状、膨張・収縮による星の形状の変化などによって、いくつかの型に分類される。たとえば、ミラはミラ型変光星のプロトタイプ、ベテルギウスはSRC型の半規則型変光星、ポラリスは最も太陽系に近い古典的セファイド変光星である。

周期の規則性が顕著な脈動変光星には、変光周期と絶対等級との間に「周期-光度関係」と呼ばれる正比例則が成り立つものがあることが知られている。周期-光度関係が成り立てば、変光の周期と見かけの等級さえわかればその天体までのおよその距離がわかる[注 1]ため、年周視差が測定できないほど遠くにある恒星までの距離を測るための標準光源として利用されている。

物理的特徴[編集]

変光のメカニズム[編集]

脈動変光星は、星自体が膨張と収縮を繰り返すことでその明るさが変化する。恒星は、自身の質量による重力と内部の圧力が釣り合うところでその形状を保っている。何らかの原因で内部の圧力が上がれば恒星は膨張するが、膨張することで内部の圧力が下がるため、やがて恒星は収縮し始める。逆に内部の圧力が下がれば収縮するが、収縮することで内部の圧力が上がるため、やがて恒星は膨張し始める。このように、平衡状態に戻そうとする復元力が働くことによって星は脈動する。

ひとたび脈動が始まるとそれは長期間続くとされるが、外部へ熱を放出することで制動力がかかるため、次第に脈動の振幅が小さくなっていき、いずれ安定した状態に戻ってしまう。そのため、脈動変光星の内部に膨張-収縮を維持するメカニズムが存在すると考えられている。ヘルツシュプルング・ラッセル図上で不安定帯と呼ばれる領域にプロットされる「セファイド（ケフェイド）」と総称される脈動変光星では、「κ機構（カッパきこう、英: Kappa-mechanism）」と呼ばれるメカニズムが寄与して膨張-収縮が継続しているものとされる。ミラ型変光星でも同様の機構が寄与して脈動が維持されているという説も出されているが、まだ定説となるには至っていない。

動径振動と非動径振動[編集]

恒星の脈動には、星全体が膨張と収縮を繰り返すような変動と、ある部分は膨張して別の部分は収縮するような変動の2種類が存在する。星の表面全体が同時に膨張または収縮するような変動を「動径振動 (英: radial osillation)」、星の表面の一部が上昇しているときに他の一部が下降するような変動を「非動径振動 (英: non-radial osillation)」と呼ぶ[3]。このうちどちらが変光の主因になっているかは脈動変光星のタイプによって異なる。セファイド、ミラ型、半規則型は動径振動で変光する脈動変光星の代表例であるが、広義のセファイドに含まれるたて座δ型、ほうおう座SX型では非動径振動も見られる。


研究史[編集]

ミラの発見[編集]

脈動変光星の中では、くじら座ο星のミラの変光が最も早くから気付かれていた。1596年8月13日[4]、ティコ・ブラーエの弟子の一人ダーヴィト・ファブリツィウスは、くじら座に3等星があることに気付いた。この星は10月頃には見えなくなったため、ファブリツィウスはこれを新星であると考え、ティコやヨハネス・ケプラーに報告した[5]。これを受けてヨハン・バイエルは、1603年に刊行した『ウラノメトリア』の中でこの星に対して Omicron Ceti という符号を付した[5]。この星が変光星であることを発見したのはフリースラントの天文学者ヨハンネス・ホルヴァルダ（英語版） (Johannes Phocylides Holwarda) である。ホルヴァルダは、1638年にミラを再発見し、その後の数年間の観測でこの星が約11ヶ月の周期で明るさを変えているとした[5][6]。ただしホルヴァルダは、自分が発見した変光星と過去にファブリツィウスが発見した「新星」やバイエルの Omicron Ceti との関連について明確には述べていない。1640年代以降、ヨアヒム・ユンクやヨハネス・ヘヴェリウスによる観測でもこの星が変光することが確認された。1662年に刊行されたへヴぇリウスの『Mercurius in Sole visus』の一節「Historiola, Mirae Stellae（不思議な星の小史）」の中で、へヴぇリウスがこの星をユンクにならって「不思議なもの」を意味する Mira と呼んだことにより、この名称が広まった。そして1667年、パリの天文学者イスマエル・ブーリオー（英語版）は、過去にファブリツィウスによって発見された新星とホルヴァルダの変光星が同一の星によるものであることに気づき、ファブリツィウス以降の観測記録を詳細に検討した結果からその変光周期を333日とした[5]。これは、現在確認されている約331.96日という変光周期と非常に近い正確な値である。

変光メカニズムの研究[編集]

ミラと同じく古くから変光が知られていた食変光星アルゴル（ペルセウス座β星）の変光のメカニズムは、1783年にジョン・グッドリックによって提唱された。「明るい主星の前を暗い伴星が通過する（掩蔽）ことによって変光が起こる」とするグッドリックの発案によって食変光星の変光メカニズムは理解されることとなった。しかし、光度が一定となる期間がないという点で食変光星とは異なる光度曲線を持つ変光星の変光メカニズムの理解には、その後2世紀以上の期間を要した。

1881年にエドワード・ピッカリングは、食変光星とは異なる変光を見せる星として、いっかくじゅう座T星、ふたご座ζ星、こと座β星、わし座η星、ケフェウス座δ星の5個を挙げた[7]。イギリスの天文学者アグネス・クラークは、これらの星を変光周期の長さによって「ゲミナイド (Geminids)」と「セファイド (Cephieds)」の2つに分類したが、前者と後者を区別する必要性が低く、やがて総称して「セファイド」と呼ばれるようになった。

1914年、ハーロー・シャプレー

分類[編集]

変光星総合カタログ (GCVS) では、周期、星の質量と進化の状態、脈動現象の規模に応じて分類している[8]。GCVSの第5.1版において2020年末時点で登録されている57,412個の変光星のうち、脈動変光星は34,686個を占めている[9]。脈動変光星のサブグループで最も多いのはこと座RR型（10,211個）で、ミラ型変光星（9,136個）、半規則型（7,553個）、不規則型（4,516個）がこれに続いている[9]。

セファイド不安定帯の脈動変光星[編集]

詳細は「セファイド変光星」を参照

ヘルツシュプルング・ラッセル図 (HR図) 上でいわゆるセファイド不安定帯に位置する脈動変光星。恒星大気中のヘリウムイオンや水素負イオン、鉄イオン等によって不透明度が変化することが原因で膨張・収縮する。周期-光度関係の違いによってタイプIとタイプIIに分類される。タイプIは、若い銀河円盤内や散開星団に多く見られ、金属量が多い。タイプIIは、古い銀河円盤内や球状星団、銀河ハロー、銀河バルジに多く見られ、金属量が少ない。

ケフェウス座δ型変光星[編集]

詳細は「古典的セファイド変光星」を参照

タイプIの、いわゆる「古典的セファイド (classical cepheid)」と呼ばれる、主系列を離れてHR図の不安定帯へと進化した比較的若い種族Iの天体で、主に若い銀河円盤内や散開星団に存在する。周期-光度関係に従うほか、光度曲線の形状と周期の間にも一定の関係があることで知られる[8]。

  • ケフェウス座δ星 : この分類のプロトタイプ。5.366208日の周期で3.48 - 4.37等の範囲で変光する[10]。
  • ポラリス（こぐま座α星） : 太陽系に最も近い古典的セファイド。周期 3.9696日、1.86 - 2.13等の範囲で変光する。サブタイプのDCEPSに分類される[11]。

たて座δ型変光星 (DSCT)[編集]

詳細は「たて座δ型変光星」を参照

スペクトル型A0 - F5、光度階級III - Vで、光度の振幅はV等級で0.003 - 0.9等（一般に100分の数等）、周期が0.01 - 0.2日の脈動変光星。動径脈動も非動径脈動も見られる。このタイプの星の変光は散発的に現れ、時には完全に停止することもある。表面層の膨張の極大は光度の極大に0.1周期以上遅れることはない。サブタイプのDSCTC型は、V等級での振幅が0.1等以下のグループで、光度階級Vの主系列星が多い。DSCTC型は、一般に散開星団に属するたて座δ型変光星の代表的なものである。

主なたて座δ型変光星
  • たて座δ星 : DSCT型のプロトタイプ。周期 0.1937697日、4.60 - 4.79等の範囲で変光する[12]。
  • とも座ρ星 : 周期 0.1408809日、2.68 - 2.87等の範囲で変光する[13]。
  • ベガ : DSCTC型の最輝星。周期 0.19日、-0.02 - 0.07等の範囲で変光する[14]。

おとめ座W型変光星 (CW)[編集]

詳細は「おとめ座W型変光星」を参照

いわゆる「タイプIIセファイド」に含まれる種族IIの古い星で、球状星団や銀緯の高い領域に存在する。周期が約0.8〜35日、V等級の振幅が0.3 - 1.2等のセファイドで、DCEP型とは異なった周期-光度関係に従う。変光周期が同じである場合、CW型はDCEP型よりも0.7〜2等暗くなる。いくつかの周期区間におけるCW型の光度曲線は、対応する周期のDCEP型の光度曲線とは、振幅の大きさや下降枝に見られる「ハンプ」の存在などの特徴で異なる。時には幅の広いフラットな極大を見せることもある。変光周期が8日より長いCWA型と、8日より短いCWB型の2種類に細分化される。

主なおとめ座W型変光星
  • おとめ座W星 : CWA型のプロトタイプ。周期 17.2736日、9.46 - 10.75等の範囲で変光する[15]。
  • ヘルクレス座BL星 : CWB型のプロトタイプ。周期 1.3074502日、9.70 - 10.62等の範囲で変光する[16]。

ほうおう座SX型変光星 (SXPHE)[編集]

詳細は「ほうおう座SX型変光星」を参照

現象的にはDSCT型に似通っているが、種族IIの年老いた星である。スペクトル分類ではA2 - F5の範囲にあり、一般的に0.04 - 0.08日の短い周期で同時に複数の振動を示し、光度の振幅は0.7等に達することもある[8]。

主なほうおう座SX型変光星

こと座RR型変光星 (RR)[編集]

詳細は「こと座RR型変光星」を参照

変光周期が0.2 - 1.2日とDCEP型やCW型より周期が短いため「短周期セファイド」とも呼ばれていた。周期はCEP型に比べて。スペクトル型はA〜Fに限られており、CEP型同様周期-光度関係が成立する。種族IIの年老いた星である。増光が急で減光が緩やかなRRAB型、光度曲線の形が対称的なRRC型、基本モードと第1倍音モードの2つのモードが同時に現れるRR(B)型（またはRRD型）の3種類に細分類される。

主なこと座RR型変光星
  • こと座RR星 : RRAB型のプロトタイプ。0.56686776日の周期で、7.06 - 8.12等の範囲で変光する[18]。
  • おおぐま座SX星 :RRC型のプロトタイプ。0.3071178日の周期で、10.58 - 11.21等の範囲で変光する[19]。
  • しし座AQ星 : RR(B)型（RRD型）のプロトタイプ。0.5497508日の周期で、12.37 - 13.15等の範囲で変光する[20]。

おうし座RV型変光星 (RV)[編集]

詳細は「おうし座RV型変光星」を参照

動径脈動する超巨星で、光度極大ではF - G型、光度極小ではK - M型のスペクトルを見せる。光度曲線に、主極小と副極小が交互に現れる、主極小と副極小が入れ替わる、振幅の深さが変わるなどの特徴が見られる。振幅はV等級で3 - 4等に達することがある。隣接する2つの主極小間の周期は、30 - 150日の範囲にある。平均光度が変化しないRVA型と変化するRVB型のサブタイプが知られる[8]。

主なおうし座RV型変光星
  • ヘルクレス座AC星 : RVA型のプロトタイプ。75.01日の周期で、6.85 - 9.00等の範囲で変光する[21]。
  • おうし座RV星 : RVB型のプロトタイプ。78.731日の周期で、9.80 - 13.3等の範囲で変光する[22]。
主なRVA型変光星
主なRVB型変光星

うしかい座BL型変光星 (BLBOO)[編集]

"anomalous Cepheids"と呼ばれる特殊なタイプで、うしかい座BL星とヘルクレス座V1659星の2個だけが分類されている[9]。比較的長周期のRRAB型に特徴的に見られる周期で変光するが、RRAB型に比べて光度がかなり大きい[8]。

  • うしかい座BL星 : プロトタイプ。0.821301日の周期で、14.43 - 15.10等の間で変光する[30]。

くじら座ZZ型変光星 (ZZ)[編集]

脈動する白色矮星。非動径脈動により明るさを変える。

主なくじら座ZZ型変光星

高温の脈動変光星[編集]

HR図上でセファイド不安定帯の左側に位置する脈動変光星。

はくちょう座α型変光星 (ACYG)[編集]

詳細は「はくちょう座α型変光星」を参照

非動径脈動により明るさが変化するスペクトルBep - Aep、光度階級Iaの青色超巨星または白色超巨星。変光範囲は0.1等以下で、周期の近い複数の振動が重なっているため不規則変光に見える。数日から数週間程度の周期が観測される[8]。

主なはくちょう座α型変光星
  • デネブ（はくちょう座α星）: プロトタイプ。1.21 - 1.29等の範囲で変光する[32]。
  • リゲル（オリオン座β星）：0.17 - 0.22等の範囲で変光する[33]。
  • オリオン座ε星 : 1.64 - 1.74等の範囲で変光する[34]。

ケフェウス座β型変光星 (BCEP)[編集]

詳細は「ケフェウス座β型変光星」を参照

スペクトル型がB型の巨星〜準巨星で変光範囲は0.1等以下。

主なケフェウス座β型変光星

ぼうえんきょう座PV型変光星 (PVTEL)[編集]

詳細は「ぼうえんきょう座PV型変光星」を参照

スペクトルB型のヘリウム超巨星で、水素の吸収線が弱く、ヘリウムと炭素の吸収線が強い。約0.1 - 1.0日の周期で脈動したり、1年ほどの間隔で0.1等の振幅で明るさが変化したりする[8]。

主なぼうえんきょう座PV型変光星

(LPB)[編集]

変光周期が比較的長く、1日を超えるB型星。

不規則型変光星[編集]

全く不規則でゆっくりとした光度変化をする脈動変光星だが、変光範囲は殆どが2等以下で、平均すると0.5等に過ぎない。巨星のLB型と超巨星のLC型に細分類される。

主なLB型変光星
主なLC型変光星

ミラ型変光星 (M)[編集]

詳細は「ミラ型変光星」を参照

100〜1000日程度の変光周期で比較的規則的なものをミラ型変光星と呼ぶ。赤色巨星である。変光範囲が大きく周期も長いため、アマチュア天文家にとって適した観測対象となる[3]。

主なミラ型変光星

半規則型変光星 (SR)[編集]

詳細は「半規則型変光星」を参照

ミラ型より周期性の悪いスペクトル型がF型からM・C・S型の巨星〜超巨星で、動径脈動により長周期の変光を示す星である。周期は20〜2000日、中にはそれ以上のものもある。光度曲線の形は様々。変光範囲は0.0数等〜数等だが、普通は1〜2等。

赤色巨星のものは規則性の高いSRA型と規則性の低いSRB型、変光範囲が0.3等以下で周期が短いSRS型に細分される[8]。赤色超巨星のものはSRC型と呼ばれ[8]、周期が長く、規則性は低い。また、スペクトル型がF、G、K型で黄色〜オレンジ色のやや高温の巨星・超巨星はSRD型と呼ばれ[8]、周期が短く、規則性が高い。

SR型脈動変光星の分類
分類 スペクトル 光度階級
SRA M, S, C 巨星
SRB
SRC 超巨星
SRD F, G, K 巨星・超巨星
SRS K, M, S 巨星
主なSRA型変光星
主なSRB型変光星
主なSRC型変光星
主なSRD型変光星
主なSRS型変光星

かじき座γ型変光星 (GDOR)[編集]

詳細は「かじき座γ型変光星」を参照

F型主系列星で、周期は1日の数十分の1から1日をわずかに超える。通常、変光範囲は0.1等級を超えない。プロトタイプはかじき座γ星

注釈[編集]

  1. ^ 絶対等級の算出の際に地球と恒星との間にある星間物質による減光の影響を受けることや、周期-光度関係そのものも恒星大気の金属量の大小によって影響を受けるため、実際には正確な距離の算定は難しい。

出典[編集]

[脚注の使い方]
  1. ^ a b “脈動変光星”. 天文学辞典. 日本天文学会 (2019年9月17日). 2021年5月5日閲覧。
  2. ^ a b Ian Ridpath 編『オックスフォード天文学辞典』岡村定矩 監訳（初版第1刷）、朝倉書店、2003年11月28日（原著2002年）、404頁。ISBN 978-4-254-15017-9。 
  3. ^ a b 天文年鑑編集委員会『天文年鑑2016年版』誠文堂新光社、2015年11月26日、182-186頁。ISBN 978-4-416-11545-9。 
  4. ^ Allen, Richard H. (2013-02-28). Star Names: Their Lore and Meaning. Courier Corporation. pp. 178-179. ISBN 978-0-486-13766-7. https://books.google.com/books?id=vWDsybJzz7IC 
  5. ^ a b c d Hoskin, Michael A. (1977). “Novae and Variables from Tycho to Bullialdus”. Sudhoffs Archiv 61 (2): 195-204. Bibcode: 1977SudAr..61..195H. JSTOR 20776470. 
  6. ^ Bonner, Patrick (2011-02-01). Change and Continuity in Early Modern Cosmology. Springer Science & Business Media. p. 157. ISBN 978-94-007-0037-6. https://books.google.com/books?id=xPq0Bv5Kz4EC 
  7. ^ Pickering, Edward C. (1881). “Variable stars of short period”. The Observatory 4: 225-231. Bibcode: 1881Obs.....4..225P. 
  8. ^ a b c d e f g h i j “GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability”. GCVS (2016年12月). 2021年5月5日閲覧。
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参考文献[編集]

爆発型変光星
原始星・前主系列星
巨星
超巨星
爆発連星
その他
脈動変光星
CEP（ケフェイド変光星)
ケフェイド状変光星
青-白
早期スペクトル
長周期
その他
回転変光星
非球体
恒星黒点
恒星磁場
その他
  • R（反射型）
激変星
食変光星
X線変光星
主な変光星
観測
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