変光星
Hertzsprung-Russell図における固有の変数型
これらの部門内のタイプの例を以下に示します。
脈動変光星編集
脈動する星は膨張して収縮し、明るさとスペクトルに影響を与えます。 脈動は、一般的に、星全体が膨張して収縮する放射状のものと、星の一部が膨張して別の部分が収縮する非放射状のものに分かれています。
脈動の種類と星内の位置に応じて、星の周期を決定する自然周波数または基本周波数があります。 星はまた、より短い周期に対応して、より高い周波数である高調波または倍音で脈動することがあります。 脈動変光星は、単一の明確に定義された周期を持つことがありますが、多くの場合、複数の周波数で同時に脈動し、別々の干渉周期を決定するために複雑な解析が必要です。 いくつかのケースでは、脈動は、確率的と呼ばれるランダムな変動を引き起こし、定義された周波数を持っていません。 それらの脈動を用いた恒星内部の研究は、asteroseismologyとして知られています。
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、これは星の特定の深さで発生し、目に見える脈動を作成する必要があります。 膨張が対流ゾーンの下で発生する場合、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を作成できません。 脈動の収縮相を生成する復元力は、星の深部の非縮退層で脈動が起こる場合に圧力になる可能性があり、これは脈動の音響モードまたは圧力モードと呼ばれ、pモードと略記される。 他のケースでは、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。
Cepheidsとcepheidのような変数編集
このグループは、不安定帯に見られるいくつかの種類の脈動星で構成されており、星自身の質量共鳴によって、一般的に基本周波数によ 一般に、脈動変数のためのエディントン弁機構は、ケフェイド様の脈動を説明すると考えられている。 不安定帯上の各サブグループは、周期と絶対等級との間に固定された関係を持ち、周期と星の平均密度との間の関係を持っています。 周期と光度の関係は、Henrietta Leavittによってデルタケフェイドのために最初に確立され、これらの高い光度ケフェイドは、ローカルグループ内およびそれ以降の銀河までの距離を決定するのに非常に有用である。 エドウィン・ハッブルは、いわゆる渦巻星雲が実際には遠い銀河であることを証明するためにこの方法を使用しました。
ケフェイドはデルタ-ケフェイにのみ命名され、完全に別のクラスの変数はベータ-ケフェイにちなんで命名されていることに注意してください。
古典的なケフェイド（またはデルタケフェイド変数）は、数日から数ヶ月の順序で非常に規則的な周期で脈動を受ける集団I（若 1784年9月10日、エドワード・ピゴットは、ケフェイド変数のクラスの最初の既知の代表であるエタ・アクイラエの変動を検出した。 しかし、古典的なケフェイドの名前は、数ヶ月後にJohn Goodrickeによって変光星であることが発見された星Delta Cepheiです。
タイプIIケフェイド
II型ケフェイド(歴史的にはW Virginis星と呼ばれていた)は、非常に規則的な光の脈動と、δケフェイド変数とよく似た光度関係を持っていたため、当初は後者のカテゴリーと混同されていた。 II型ケフェイド星は、i型ケフェイドよりも古い集団II型星に属しています。 II型は金属量がやや低く、質量がはるかに小さく、光度がやや低く、光度の関係とはわずかにオフセットされた周期を持つため、どのタイプの星が観測されているかを知ることは常に重要である。
RR Lyrae variablesEdit
これらの星はケフェイドにやや似ていますが、明るくなく、周期が短いです。 彼らはI型セフェイドよりも古く、集団IIに属するが、II型セフェイドよりも質量が低い。 球状のクラスターでよく見られるため、クラスターケフェイドと呼ばれることもある。 それらはまた、十分に確立された周期-光度関係を有しており、距離指標としても有用である。 これらのA型星は約0である。数時間から一日以上の期間にわたって2-2の大きさ（光度の20％から500％以上の変化）。
デルタScuti変数編集
デルタScuti（δ Sct）変数はケフェイドに似ていますが、はるかに暗く、周期がはるかに短いです。 彼らはかつて矮小ケフェイドとして知られていました。 それらはしばしば非常に複雑な光度曲線を形成するために結合する多くの重畳された周期を示す。 典型的なδ Scuti星の振幅は0.003–0.9等級（光度の0.3％から約130％の変化）で、周期は0.01-0.2日である。 それらのスペクトル型は、通常、A0とF5の間である。
Sx Phoenicis variablesEdit
δ Scuti変数に似たスペクトル型A2からF5の星は、主に球状星団に見られる。 それらは、0.7等のオーダー（光度の約100％の変化）または1-2時間ごとに明るさの変動を示す。
スペクトル型Aまたは時折F0のこれらの星は、主系列に見られるδ Scuti変数のサブクラスです。 彼らは数分の周期と大きさの数千分の一の振幅で非常に急速な変化を持っています。
長周期変光星編集
長周期変光星は、数週間から数年の周期で脈動するクールな進化星です。
ミラ
ミラ
ミラ 多くの月の期間にわたってそれらは2.5そして11の大きさ、光度の6倍から30,000倍の変更の間で衰退し、明るくなる。 ミラ自体は、オミクロンCeti(μ Cet)としても知られており、明るさはほぼ2等から10等程度まで変化し、周期は約332日である。 非常に大きな視覚振幅は、主に星の温度が変化するにつれて、視覚と赤外線の間のエネルギー出力のシフトによるものです。 いくつかのケースでは、ミラ変数は、最も進んだAGB星の熱パルスサイクルに関連していると考えられている数十年にわたって劇的な周期変化を示す。
半規則変数編集
これらは赤い巨人または超巨人です。 半規則変数は時々明確な期間を示すかもしれませんが、より多くの場合、時には複数の期間に解決することができるあまり明確に定義された変動を示 半規則変数のよく知られた例は、約大きさ+0.2から+1.2まで変化するBetelgeuseである（因子2。5光度の変化）。 半規則変数の少なくともいくつかは、ミラ変数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。
遅い不規則変数編集
これらは、検出可能な周期性がほとんど、あるいはまったくない赤い巨人または超巨人です。 いくつかは、多くの場合、複数の期間を持つ、不十分な半規則的な変数を研究しているが、他の人は、単に混沌としている可能性があります。
多くの変光星や変光星は数百日から数千日にわたって変動を示しています。 明るさはいくつかの大きさだけ変化することがありますが、多くの場合、はるかに小さいですが、より急速な一次変動が重畳されます。 この種の変動の理由は明確には理解されておらず、脈動、双対性、恒星の回転に起因すると考えられている。
ベータセフェイ変数
ベータセフェイ（β Cep）変数（特にヨーロッパではベータカニスマジョリス変数と呼ばれることもある）は、0.1–0.6日の順に短い周期の脈動を受け、振幅は0.01–0.3等級（光度の1％から30％の変化）である。 彼らは最小収縮の間に彼らの最も明るいです。 この種の多くの星は、複数の脈動周期を示す。
ゆっくりと脈動するB型星
ゆっくり脈動するB(SPB)星は、ケフェイ座Β星よりもわずかに明るくなく、周期が長く、振幅が大きい熱い主系列星です。
非常に急速に脈動する熱い（subdwarf B）星編集
この珍しいクラスのプロトタイプは、V361Hydrae、15等級のsubdwarf B星です。 それらは数分の期間と脈動し、多数の期間と同時に脈動するかもしれません。 それらは数百分の一の大きさの振幅を持ち、GCVSの頭字語RPHSが与えられています。 それらはpモード脈動器である。
PV Telescopii variablesEdit
このクラスの星は、周期が0.1–1日、振幅が平均0.1等級のBp型超巨星である。 それらのスペクトルは弱い水素を持つことによって独特であり、一方で炭素とヘリウムの線は極端なヘリウム星の一種である余分な強いものである。
これらは黄色の超巨星（実際には最も明るい段階の低質量のAGB星）で、深さと浅い最小値が交互に現れています。 この二重ピークの変動は、典型的には30-100日の周期と3-4の大きさの振幅を有する。 この変動に重ね合わせると、数年の期間にわたって長期的な変動がある可能性があります。 それらのスペクトルは、最大光ではF型またはG型であり、最小輝度ではK型またはM型である。 それらは不安定帯の近くにあり、タイプIケフェイドよりも涼しく、タイプIIケフェイドよりも発光する。 それらの脈動は、ヘリウムの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、彼らは人生の非常に異なる段階にあります。
はくちょう座Α星変光星
はくちょう座α星(Α Cyg)変光星は、スペクトル分類BepからAepIaの非放射的に脈動する超巨星である。 それらの期間は数日から数週間の範囲であり、それらの変動の振幅は典型的には0.1の大きさのオーダーである。 多くの場合、不規則に見える光の変化は、近い周期で多くの振動の重ね合わせによって引き起こされます。 シグナスの星座のデネブは、このクラスのプロトタイプです。
ガンマドラダス変光星編集
ガンマドラダス（λ Dor）変光星は、スペクトルクラスFから後期Aの非半径脈動主系列星である。
脈動する白色矮星
これらの非放射状脈動する星は、0.001から0.2の大きさの小さなゆらぎを持つ数百から数千秒の短い周期を持っています。 脈動白色矮星（または前白色矮星）の既知のタイプには、水素が支配的な雰囲気とスペクトル型DAを持つDAVまたはZZ Ceti星、ヘリウムが支配的な雰囲気とスペクトル型DBを持つDBVまたはV777Her星、ヘリウム、炭素、酸素が支配的な雰囲気を持つGW Vir星が含まれる。 GW Vir星は、DOV星とPNNV星に細分されることがあります。
太陽のような振動編集
太陽は5分前後の周期を持つ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、ヘリオセイズ学として知られています。 太陽の振動は、その外側の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ている他の星の振動を記述するために使用され、これらの振動の研究は、星震学の分野における積極的な研究の主要な分野の一つである。
Blap(Blue Large-Amplitude Pulsator)は、0.2から0.4の大きさの変化を特徴とする脈動星で、典型的な周期は20から40分です。
噴火型変光星編集
噴火型変光星は、星から物質が失われたり、場合によっては降着したりすることによって、不規則または半規則的な明るさの変 名前にもかかわらず、これらは爆発的な出来事ではなく、それらは激変の変数です。
原始星は、ガス星雲から真の星への収縮のプロセスをまだ完了していない若い天体です。 ほとんどの原始星は不規則な明るさの変化を示す。
Herbig Ae/Be starsEdit
Herbig Ae/Be star star V1025Tauri
より質量の大きい（2〜8太陽質量）Herbig Ae/Be星の変動は、星周円盤を周回するガス塵の塊によるものと考えられています。
オリオン変光星編集
オリオン変光星は、通常星雲に埋め込まれた若くて熱い主系列星です。 彼らはいくつかの大きさの振幅を持つ不規則な期間を持っています。 オリオン変数のよく知られたサブタイプは、T Tauri変数です。 Tタウリ星の変動は、恒星の表面上の斑点と、星周円盤の周りを回っているガス-ダストの塊によるものです。
これらの星は反射星雲に存在し、6等級の順に光度が徐々に増加し、その後一定の明るさの長い位相が続くことを示しています。 彼らはその後、多くの年の期間にわたって2つの大きさ（六倍調光器）またはそのように暗くなります。 例えば、V1057はくちょう座は、11年の間に2.5等級(10倍の調光器)減光した。 FU Orionis変数はスペクトル型AからGのものであり、おそらくTタウリ星の生活の進化段階である。
巨星と超巨星
大きな星は比較的容易にその物質を失う。 このため、噴火と質量損失による変動は、巨人と超巨人の間でかなり一般的です。
ルミナス-ブルー変光星編集
Sドラドス変光星としても知られており、知られている最も明るい星はこのクラスに属しています。 例としては、hypergiants λ CarinaeおよびP Cygniが挙げられる。 彼らは永久的に高い質量損失を持っていますが、年の間隔で内部の脈動は星がそのエディントン限界を超え、質量損失が非常に増加します。 全体的な光度は大きく変化しないが、視覚的な明るさは増加する。 いくつかのLbvで観測された巨大噴火は光度を増加させるので、超新星の偽者とタグ付けされており、異なるタイプのイベントである可能性があります。
これらの巨大な進化した星は、その高い光度と不安定帯の上の位置のために不安定であり、高い質量損失と時折より大きな噴火によ 最もよく知られている例はRho Cassiopeiaeです。
R Coronae Borealis variablesEdit
噴火変数として分類されていますが、これらの星は周期的な明るさの増加を受けません。 代わりに、彼らは最大の明るさで自分の時間のほとんどを費やしていますが、不規則な間隔で、彼らは突然1-9の大きさ（2.5-4000倍の調光器）でフェードし、数ヶ月から数年にわたって最初の明るさに回復します。 ほとんどは光度によって黄色の超巨星に分類されますが、実際にはAGB後の星ですが、赤と青の巨大なR CrB星の両方があります。 R Coronae Borealis(R CrB)は、小惑星帯に位置する小惑星である。 DY Persei変数は、それらの噴火に加えて周期的な変動性を有するR CrB変数のサブクラスである。
Wolf–Rayet variablesEdit
Classic population I Wolf–Rayet starsは、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のために、時には変動を示す巨大な熱い星である。 それらはヘリウム、窒素、炭素および酸素線を有する広い発光線スペクトルを示す。 いくつかの星の変動は確率的であるように見えますが、他の星は複数の周期を示しています。
カシオペヤ座Γ星
カシオペア座γ星(γ Cas)星は、回転速度の速い赤道域での物質の放出により、最大1.5等級(光度の4倍の変化)不規則に変動する非超巨星である。
フレアスター編集
主系列星では、主な噴火変動は例外的です。 これは、通常のフレアを受ける非常に弱い主系列星であるUV Ceti変数としても知られるフレア星の間でのみ一般的です。 それらはわずか数秒で最大2つの大きさ（6倍の明るさ）の明るさを増加させ、30分以下で通常の明るさにフェードバックします。 近くにある赤色矮星のいくつかは、プロキシマ-ケンタウリやウルフ359などのフレア星である。
RS Canum Venaticorum variablesEdit
これらは、巨大な黒点やフレアを含む非常に活発な彩層を持つ近接連星系であり、近接伴星によって強化されたと考えられています。 変動スケールは、太陽黒点の活動が変化するにつれて、軌道周期に近い日から、時には日食を伴う日までの範囲である。
激変変光星と共生変光星
超新星爆発
超新星爆発
超新星爆発
超新星は、最も劇的なタイプの激変変数であり、宇宙で最も活発な出来事の一部です。 超新星は、銀河全体と同じくらいのエネルギーを短時間放出することができ、20以上の大きさ（1億倍以上の明るさ）で明るくなります。 超新星爆発は、白色矮星または星のコアがある質量/密度の限界であるチャンドラセカール限界に達し、物体がほんの数秒で崩壊することによって引き起こ この崩壊は”跳ね返り”、星が爆発し、この巨大なエネルギー量を放出する原因となります。 これらの星の外層は、毎秒数千キロメートルの速度で吹き飛ばされています。 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可能性があります。 このような星雲のよく知られた例は、1054年に中国などで観測された超新星から残されたカニ星雲である。 前駆天体は爆発で完全に崩壊するか、または大質量星の場合、コアは中性子星（一般的にパルサー）になる可能性があります。
超新星は、太陽よりも何倍も重い、非常に巨大な星の死から生じる可能性があります。 この巨大な星の寿命の終わりに、非可融性の鉄心が融合灰から形成される。 この鉄心はChandrasekhar限界に向かって押し込まれ、それを超えて崩壊するまで押し込まれます。 このタイプの最も研究されている超新星の1つは、大マゼラン雲のSN1987Aです。
超新星は、二重星系の伴星から白色矮星への物質移動にも起因する可能性があります。 Chandrasekharの限界はinfalling問題から越えられる。 この後者のタイプの絶対光度は、その光度曲線の特性に関連しているので、これらの超新星は他の銀河との距離を確立するために使用することがで
ルミナス-レッド-ノバ-レッド-ノバ-レッド-ノバ-レッド-ノバ-レッド
V838Monocerotisの光エコーの拡大を示す画像
Luminous red novaは、2つの星の合併によって引き起こされる恒星の爆発である。 彼らは古典的な新星とは関係ありません。 彼らは特徴的な赤い外観と最初の爆発に続く非常に遅い減少を持っています。
NovaeEdit
新星も劇的な爆発の結果ですが、超新星とは異なり、前駆星の破壊をもたらすことはありません。 また、超新星とは異なり、新星は、特定の高圧条件下（縮退物質）で爆発的に加速する熱核融合の突然の発症から発火する。 それらは近い連星系で形成され、一つの成分は他の普通の星成分からの白色矮星の降着物質であり、数十年から数百年または数千年の期間にわたって再発する可能性がある。 新星は、光度曲線の挙動に応じて、速い、遅い、または非常に遅いと分類されます。 いくつかの肉眼新星が記録されており、はくちょう座新星1975は最近の歴史の中で最も明るく、2等に達している。
矮小新星
矮小新星は、成分間の物質移動が規則的な爆発を引き起こす白色矮星を含む二重星である。 矮小新星には3つのタイプがあります:
- U Geminorumの星は、およそ5-20日続く爆発を持ち、その後は通常数百日の静かな期間が続きます。 爆発の間、彼らは2-6の大きさで典型的に明るくなります。 これらの星はまた、この変数のタイプの最も明るく、最も頻繁に表示の中で生成し、はくちょう座の変数の後にSS Cygni変数として知られています。
- Z Camelopardalis星は、停止と呼ばれる時折の明るさの台地が見られ、最大と最小の明るさの間にあります。
- SU Ursae Majoris星は、頻繁に小さな爆発と稀ではあるがより大きなスーパーアウトバーストの両方を受ける。 これらの連星系は通常、2.5時間以下の軌道周期を有する。
DQ Herculis variablesEdit
DQ Herculisシステムは、低質量星が高磁気白色矮星に質量を移す相互作用する連星である。 白色矮星のスピン周期は連星軌道周期よりもかなり短く、測光周期として検出されることもある。 降着円盤は通常白色矮星の周りに形成されますが、その最も内側の領域は白色矮星によって磁気的に切り捨てられます。 白色矮星の磁場によって捕獲されると、内側の円盤からの材料は、それが降着するまで磁力線に沿って移動します。 極端な場合には、白色矮星の磁気は降着円盤の形成を妨げる。
これらの激変変光星では、白色矮星の磁場が非常に強く、白色矮星のスピン周期と連星軌道周期を同期させます。 降着円盤を形成する代わりに、降着流は磁極の近くの白色矮星に衝突するまで白色矮星の磁力線に沿ってチャネリングされる。 降着領域から放射されたサイクロトロン放射は、いくつかの大きさの軌道変動を引き起こす可能性がある。
アンドロメダ座Z星
これらの共生連星系は、ガスと塵の雲に包まれた赤い巨星と熱い青い星で構成されています。 彼らは最大4つの大きさの振幅を持つ新星のような爆発を受ける。 このクラスのプロトタイプはZ Andromedaeです。
AM CVn変数編集
AM CVn変数は、白色矮星が別の白色矮星、ヘリウム星、または進化した主系列星のいずれかからヘリウムに富む物質を降着させている共生連星である。 それらは複雑な変動を受けるか、時には変動はなく、超短周期である。