変光星。恒星: 変光星脈動する変光星

変光星

変光星は、明るさが変化する星です。恒星は、変動し、物理的に変動している。前者の場合、星自体の明るさは変化せず、移動中に一方の星が他方の星を覆うだけで、観測者は星の明るさの変化を認識します。これらの星には、アルゴル (ペルセウス座) が含まれます。

物理変数は星と呼ばれ、星自体で発生する物理プロセスの結果として、比較的短期間で光度が変化します。変動性の性質に応じて、脈動変光星と噴火変光星、噴火変光星の特殊なケースである新星と超新星、およびパルサーと近接連星（ある成分から別の成分への物質の流れを伴う）があります。現在、数万個の物理的に変化する星が知られています。

食変光星を含むすべての変光星には、以前にギリシャ文字で指定されていない限り、特別な指定があります。各星座の最初の 334 個の変光星は、ラテンアルファベット R、S、T、...、Z、RR、RS、...、RZ、SS、ST、..の文字列で指定されます。 ., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ に対応する星座の名前を追加 (例: RR Lyr)。次の変数は、V 335、V 336 などと指定されます。 (例: V 335 Cyg)

ここで、物理的に変光する星のすべての既知のクラスを考えてみましょう。

セファイド。セファイドは、光度曲線の特殊な形状を特徴とする物理変光星です。恒星の見かけの等級は時間とともに滑らかかつ周期的に変化し、恒星の光度の数倍 (通常は 2 から 6) の変化に対応します。ポラリスはセファイドに属しています。それはかなり重要でない範囲内でその輝きを変化させることが長い間発見されてきました.

このクラスの星は、その典型的な代表者の 1 つであるスター d Cephei にちなんで名付けられました。

セファイドはクラス F および G の巨人および超巨星に属します。この状況により、私たちの星系である銀河系の境界をはるかに超えて、遠くから観察することができます。

ピリオドは、セファイドの最も重要な特徴の 1 つです。特定の星ごとに、高い精度で一定ですが、異なるセファイドでは、周期が大きく異なります (1 日から数十日)。

見かけの等級と同時に、セファイドのスペクトルは、平均して 1 つのスペクトルクラス内で変化します. これは、セファイドの光度の変化が、平均 1500 ° の大気の温度の変化を伴うことを意味します.

セファイドのスペクトルでは、スペクトル線のシフトから動径速度の周期的な変化が見られました。赤側への線の最大のシフトは最小で発生し、青へ - 明るさの最大で発生します。このように、星の半径も周期的に変化します。

タイプ d Cephei の星は、主に私たちの星系の主平面である銀河の近くに位置する若い天体です。球状星団に見られるセファイドは、より古く、わずかに光度が低くなります。これらは質量が小さいため、セファイド段階に達したゆっくりと進化する星です。それらは乙女座のW星と呼ばれています。

説明されているセファイドの観察された特徴は、これらの星の大気が定期的な脈動を経験していることを示しています。その結果、それらは特別な振動プロセスを長期間一定レベルに維持するための条件を備えています。

太陽のような星の機械的振動の周期は、約 3 時間であることが判明しました。太陽には、周期が 2 ～ 3 時間未満の非常に弱い脈動があります。しかし、そのような脈動がセファイドで観察されるような大きな振幅に達するためには、これらの振動にエネルギーを提供する特定のメカニズムがなければなりません。

現在、このエネルギーは星の放射から生じると考えられており、星の外層の不透明度が内層からの放射の一部を遅らせるときに、一種のバルブメカニズムにより振動の蓄積が発生します。 .

計算によると、実際には、そのようなバルブの役割は、ヘリウムが部分的にイオン化されている星の層によって演じられています (水素やその他の元素はほぼ完全にイオン化されています)。中性ヘリウムは、星の紫外線放射に対して不透明であり、それが残り、ガスを加熱します。この加熱とそれが引き起こす膨張は、ヘリウムのイオン化に寄与します。層が透明になると、出力放射束が増加します。しかし、これは冷却と圧縮につながり、ヘリウムが再び中性になり、プロセス全体が再び繰り返されます。

このメカニズムを実現するには、星の表面下の特定の深さで、密度がすでに非常に高く、ヘリウムのイオン化に必要な温度に達する必要があります。これは、有効温度の特定の値を持つ星でのみ可能です。光度。その結果、脈動は特定の星でのみ可能です。

セファイドの場合、質量と光度の間に何らかの関係があると仮定すると、その関係から、周期と光度の存在と関係が予想されます。

このような依存の存在は、セファイドの脈動の性質が解明されるずっと前に確立されました。私たちに最も近い星系の 1 つ (小マゼラン雲) でセファイドを研究すると、セファイドの見かけの等級が小さいほど (つまり、明るく見えるほど)、その明るさの変化の期間が長くなることがわかりました。 . この関係は線形であることが判明しました。研究されたすべての星が同じシステムに属しているという事実から、それらまでの距離はほぼ同じであることがわかりました。したがって、発見された依存性は、セファイドの周期 P と絶対等級 M (または光度 L) の間の依存性であることが同時に判明しました。

この依存関係のゼロ点を決定する際の主な難点は、既知のセファイドのいずれも距離を三角法で決定できず、信頼性の低い間接的な方法を使用する必要があることです。

周期とセファイドの絶対等級との間の関係の存在は、天文学において非常に重要な役割を果たします。他の方法を適用できない場合に、非常に遠い天体までの距離を決定します。

セファイドに加えて、脈動変光星には他にもいくつかの種類があります。その中でも有名な RR ライラ星、通常のセファイドと特徴が似ていることから、以前は短周期セファイドと呼ばれていました。 RR こと座星は、スペクトルクラス A の巨星です。それらは、ヘルツスプルングラッセル図の非常に狭い部分を占めており、このタイプのすべての星の光度はほぼ同じであり、太陽の光度の 100 倍以上です。 RR こと座星の周期は 0.2 日から 1.2 日です。明るさの変化の振幅は、恒星の 1 等級に達します。

変動変数の興味深いタイプは、小グループです。 ケフェイb型星(またはタイプ b Canis Major)、主に初期のスペクトルサブクラス B (平均クラス B2-3) の巨人に属します。ヘルツスプルング・ラッセル図では、主系列の右上に位置しています。変動性の性質と光度曲線の形状により、これらの星は RR こと座星に似ており、光度変化の振幅が 0.2m 以下と非常に小さい点で異なります。周期は 3 時間から 6 時間の範囲にあり、セファイドと同様に、周期は光度に依存します。ラジアル速度曲線は、位相、形状、および振幅が変化していることがよくあります。

光度が定期的に変化する脈動星に加えて、光度曲線が変化する多くの種類の星があります。その中でも目立つ RV型恒星おうし座光度の変化は、30 日から 150 日の周期で 0.8 から 3.5 等級の振幅で発生する、深い最小値と浅い最小値の交互変化によって特徴付けられます。 RV おうし座タイプの星は、スペクトルクラス F、G、または K に属します。それらの多くは、極大期付近のスペクトルに明るい輝線を持ち、極小付近にチタンの吸収帯を持っています。これは、おうし座RV星のスペクトルが、初期の高温星と後期の低温星の両方の特徴を兼ね備えていることを示唆しています。おうし座RV星は、セファイドと他のタイプの脈動変光星との間の中間的なつながりです。

m型ケフェイ星はスペクトルクラス M に属し、赤色半正変光星と呼ばれます。それらは、数十日から数百日にわたって発生する光度の変化の非常に強い不規則性によって区別されることがあります。

スペクトル光度図の半規則変数の隣には、 クラスM星、光度変化の再現性を検出することはできません (誤った変数)。それらの下には、非常に長い時間間隔 (70 日から 1300 日) にわたって非常に大きな範囲 (最大 10m) で光度を滑らかに変化させるスペクトル内の輝線を持つ星があります。このタイプの星の注目すべき代表は、「オミクロン」(o) キタ、またはミラ (素晴らしい) です。ドイツの天文学者D.ファブリシウスによって発見されました。 1596年に空に見え、その後姿を消し、1609年になって初めて現れました。

世界の星によると、このクラスの星全体は、Mira Ceti タイプの長周期変光星または Mirids と呼ばれます。 ミリダ- サイズの変動により明るさが変化する、脈動する星。これらの星のスペクトルには、常に水素 (最大) または金属 (最小の前) の輝線が含まれています。長周期変光星の周期長は、両方向に 10% 前後の平均値を中心に変動します。

考慮された脈動変数のグループは、脈動の周期 (またはサイクル) の持続時間が増加する単一の星のシーケンスを形成します。このシーケンスは、特定の空間体積に含まれる周期の特定の値を持つさまざまなタイプの星の数を考慮に入れると、特に明確に現れます。ほとんどの脈動変光星の周期は、0d.2 (RR Lyra タイプ)、0d.5 および 5d (Cepheids)、15d (乙女座 W タイプ Cepheids)、100d (半規則的)、および 300d (長周期変光星) に近いです。 . これらすべての星
巨人に属している、すなわち星の進化についての現代的な考えによれば、主系列にある段階を通過したオブジェクトに。

進化のさらなる経路は、右のヘルツスプルング-ラッセル図の動きに対応しています。この場合、主系列の上部にあるすべての星は、上記の不安定帯を横切らなければならず、大質量星はそれを 2 回横切り、その上に長くとどまります。

セファイドの不安定性に加えて、他の脈動変数に対応するヘルツスプルング-ラッセル図には、他の不安定な領域が存在する可能性があります。したがって、脈動は、星の進化のいくつかの段階を区別する自然現象である可能性が最も高い.

光度の低い恒星 (矮星) の中には、さまざまなタイプの変光星もあり、その既知の総数は、脈動する巨星の数の約 10 分の 1 です。それらはすべて、さまざまな種類の物質の放出、つまり噴火によって説明できる、繰り返される閃光の形で変動性を示します。したがって、この星のグループ全体は、新しい星と一緒に呼ばれます 噴火変数.

ただし、最も多様な性質の星が、進化の初期段階とライフパスの完了の両方でここにあることが判明したことを心に留めておく必要があります。

明らかに、重力収縮のプロセスをまだ完了していない最も若い星を考慮する必要があります。 タイプ T Taurus の変数(タウ)。これらはスペクトルクラスの矮星であり、ほとんどの場合 F-G であり、スペクトル内の輝線は太陽彩層の輝線に似ています。それらは、たとえばオリオン星雲に多数見られます。

それらに非常によく似ています RW ぎょしゃ座のような星(RW Aur)、B から M までのスペクトルクラスに属します。これらすべての星では、光度の変化が非常に不規則であるため、規則性を確立することはできません。無秩序な明るさの変化は、振幅が 3m に達し、1 時間で 1m に達することもあります。

おうし座 T 星は、特に大きなガス星雲と塵星雲の中で、グループで発見されることが最も多いです。小さな明るい星雲もこれらの星の周りに直接観測されており、これらの星の中に広範なガス状の殻が存在することを示しています。星の重力収縮のプロセスに関連するこれらのシェル内の物質の動きは、明らかにその無秩序な変動の原因です。したがって、おうし座 T 星は、すでに星と見なすことができる最も若い層です。さらに若い天体も知られています - 赤外線放射源です。しかし、これらはまだ星ではなく、ガス塵の雲が収縮して星形成前の天体 (原始星) になっています。

UVセチフレア星型 T Taurus の変数がある領域で常に発生します。これらは、スペクトルクラス K および M の矮星です。スペクトルには、カルシウムと水素の輝線もあります。それらは、一時的なフレア中の光度の異常な急速な増加によって区別されます.1分以内に、放射線束は10倍に増加する可能性があります. その後、30分または1時間で元のレベルに戻ります。フレアの間、輝線の明るさも増します。この現象の性質は、太陽の彩層フレアに非常に似ていますが、はるかに大きなスケールで異なります。 UV Ceti 星は、重力収縮の最終段階にある可能性が最も高いです。

Be型スター。大質量で急速に進化する星は、進化の初期段階で捕まえるのははるかに困難です。それにもかかわらず、主に高速自転を伴うクラス B のホットスターの中には、水素、場合によってはヘリウム、およびその他の元素に属する輝線を持つ星がよくあります。原則として、このような星はさまざまなスペクトルによって区別され、明るさが 0.1m ～ 0.2m 変化します。これらの変化は本質的に不規則であり、明らかに急速な自転による物質の流出に関連しています。 Be 星の質量は 10M¤ のオーダーです。どうやら、これらは最近形成された若いオブジェクトです。

ウォルフ・ライエ型星(WR と表示) は、銀河で最も明るい天体に属する星の小さなグループを形成します。平均して、それらの絶対等級は -4m であり、既知の総数は 200 を超えません。WR 型星のスペクトルは、高いイオン化ポテンシャル (H、1 He、2 He、 3 C、 3 N 、 3 O など) が強い連続したバックグラウンドに重ね合わされています。スペクトル線の形状は、これらの星を取り囲む殻の膨張を示しています。これは、加速によって発生します。線で放出されるエネルギーは、連続スペクトルのエネルギーに匹敵します。その源は非常に熱い星の強力な紫外線放射であり、その有効温度は 100,000 K に達します! このような熱放射の光圧が、WR 型星の大気中で観察された原子の加速運動の原因であることは明らかです。 Be星のように、これらは若い天体で、しばしば連星系です。

圧縮または膨張のプロセスに加えて、星の明るさは、表面に暗い斑点と明るい斑点が形成されるという事実により変化する可能性があります。その軸を中心に回転する星は、明るい面または暗い面のいずれかで観察者に向きを変えます。一部の星では、ダークスポットが大きな領域を占めているため、変動が顕著になります。太陽では、ダークスポットの数も周期的に増加します。暗黒点が太陽の目に見える円盤を通過すると、地球に入る光が少なくなることが確立されています。したがって、太陽は斑点のある変光星と見なすことができます。

新しい星。「新しい」星という用語は、新しく形成された星の出現を意味するものではなく、一部の星の変動性における特定の段階のみを反映しています。新しい星は特別なタイプの噴火変光星と呼ばれ、少なくとも 7 ～ 8 等級の光度 (フレア) の突然の急激な増加が少なくとも 1 回観察されました。ほとんどの場合、フレアの間、見かけの星の等級は 10m ～ 13m 減少します。これは、光度が数万倍、数十万倍増加することに相当します。平均して、最大の絶対等級は 8.5m に達します。バースト後、新しい星は非常に熱い矮星です。最大フレア段階では、スペクトルタイプ A ～ F の超巨星のように見えます。

観察結果が示すように、毎年約 100 個の新しい星が銀河系で燃え上がります。

同じ新しい星のバーストが少なくとも 2 回観測された場合、そのような新しい星は繰り返されたと呼ばれます。繰り返される新星では、原則として、光度の増加は典型的な新星よりもいくらか少なくなります。

バースト後、新星はしばしば弱い変動性を示します。

新星の光度曲線は特殊な形をしており、すべての現象をいくつかの段階に分けることができます。明るさの最初の上昇は非常に速く発生します (2 ～ 3 日) が、最大値の少し前に、明るさの増加がやや遅くなります (最終的な上昇)。最大の後、光度は減少し、何年も続きます。通常、最初の 3 等級までの明るさの低下は滑らかです。時々、二次最大値があります。これに続いて移行段階があり、光度がさらに3等級ずつ滑らかに減少するか、またはその変動によって区別されます。光度が急激に低下し、その後ゆっくりと元の値に戻ることがあります。輝きの最終的な低下はかなり緩やかです。その結果、星はバースト前と同じ光度を獲得します。

説明されている新しい星の光度の変化の写真は、バースト中に、星に生じた不安定性によって引き起こされた突然の爆発があることを示しています。さまざまな仮説によると、この不安定性は、星のエネルギーの放出を決定する内部プロセスの結果として、またはいくつかの外的要因の影響により、一部の熱い星で発生する可能性があります。

新星の爆発の考えられる理由は、そのようなすべての星が属する近接連星系の構成要素間の物質交換です。ペアでは、通常、一方の星が主系列星で、もう一方が白色矮星です。通常の星は白色矮星の衝突で大きく変形します。そこからのプラズマが白色矮星に流れ始め、その周りに明るい円盤を形成します。物質が白色矮星に落下すると、高温で密度の高いガスの層が発生し、陽子の衝突によって熱核反応が起こります。蓄積されたエンベロープの放出につながるのは、白色矮星の表面でのこの熱核爆発です。観察者は、殻の輝きを新しい星の閃光として見ます。新星爆発中に放出されるエネルギーの総量は、10 45 -10 46 エルグを超えます。太陽は何万年にもわたって非常に多くのエネルギーを放射しています! それにもかかわらず、これは星の熱核エネルギー全体の埋蔵量よりも大幅に少ないです。これに基づいて、新しい星の爆発はその一般的な構造の変化を伴わず、表層にのみ影響を与えると考えられています。

爆発に起因するガスの加熱の結果は、星による物質の放出であり、星からの外層の分離につながります-質量10 -4 -10 -5 M¤のシェル。この砲弾は、秒速数百から 1500 ～ 2000 km というものすごい速度で膨張しています。星はすぐにそれを落とし、その結果、星雲を形成します。私たちに最も近い新星のほとんどすべての周りに、拡大するガス状星雲が発見されています。

爆発の初期段階では、膨張の結果、殻の半径が数百倍に増加し、星の外層の密度と温度が低下します。最初に、ホットクラス O スターは A-F クラスのスペクトルを取得します。しかし、冷却にもかかわらず、ガスの強力な輝きとエンベロープ半径の増加により、星の全光度は急速に増加します。したがって、最大値の直前に、新しい星は超巨星のスペクトルを持っています。

この段階では、新星のスペクトルは、クラス A または F の超巨星に固有のすべての特徴を備えています (細い線で、水素の線が際立っています)。しかし、前極大と呼ばれるこのスペクトルの重要な特徴は、吸収線が紫色に強くシフトすることです。これは、発光物質が毎秒数十または数百キロメートルの速度で私たちに近づくことに対応しています。現時点では、新しいシェルがこの段階で持っている密なシェルの拡張があります。

最大で、スペクトルの形状が急激に変化します。いわゆるメインスペクトルが現れます。その線は、約 1000 km/秒の膨張速度に対応する量だけ紫にシフトします。このスペクトルの変化の理由は、膨張するにつれてシェルが薄くなり、したがってより透明になるという事実に関連しています。したがって、そのより深い層が見えるようになり、はるかに速く移動します。最大値の直後に、明るく非常に幅の広い輝線が、主に水素、鉄、およびチタンに属するバンドの形で、新星のスペクトルに現れます。これらのバンドのそれぞれは、メインスペクトルの対応するバイオレットシフト吸収線から同じ線のシフトされていない位置までのスペクトルの全範囲を占めています。これは、シェルがすでに非常に希薄化されているため、さまざまなレイヤーが表示され、可能なすべての速度を備えていることを意味します。

この光度の減少が約 1m になると、特定の明るいバンドだけでなく、水素とイオン化された金属の強く不鮮明な吸収線からなる拡散スパークスペクトルが現れます。拡散火花スペクトルは、メインスペクトルに重ねられ、強度が徐々に増加します。将来的には、ホットクラス B 星の特徴である、いわゆるオリオンスペクトルが追加されます. 散らばった火花が出現し、オリオンスペクトルは、物質が深部と高温から徐々に速度を上げて星から放出されることを示しています.レイヤー。

遷移段階の開始までに、拡散スパークスペクトルが消え、オリオンは最大強度に達します。後者も消えた後、新しい星の連続スペクトルを背景に、広い吸収帯が交差し、輝線が現れ、徐々に増加します。これは、希薄化したガス状星雲 (星雲段階) のスペクトルで観測されます。これは、シェル素材の希薄化がさらに進んでいることを示しています。

超新星。超新星は、新しい星のようにフレアし、-18m から -19m、さらには -21m までの最大絶対等級に達する星です。光度の増加は 19m 以上、つまり数千万倍になります。超新星が爆発中に放出する総エネルギーは 10 48 -10 49 エルグを超え、これは新星の数千倍です。

超新星は星の爆発の結果として形成され、その質量のほとんどが毎秒 10,000 km の速度で飛び散り、残りは超高密度の中性子星に圧縮されます。

他の銀河での約 60 回の超新星爆発が写真に記録されており、多くの場合、それらの光度は、爆発が発生した銀河全体の積分光度に匹敵することが判明しました。超新星は、太陽の 8 ～ 10 倍の質量を持つ星の寿命の終わりであり、中性子星を生み出し、星間物質を重元素で豊かにします。

肉眼で行われた以前の観測の説明によると、私たちの銀河系での超新星爆発のいくつかのケースを確立することができました。それらの中で最も興味深いのは、年代記で言及されている1054年の超新星で、おうし座で燃え上がり、中国と日本の天文学者によって突然現れた「ゲストスター」の形で観測されました。日中でも見えました。

1572 年の同様の現象の別の観測は、デンマークの天文学者ティコブラーエ (Tycho Brahe) によって非常に詳細に記述されました。カシオペア座に「新しい」星が突然出現したことが注目されました。数日以内に、この星は光度を急速に高め、金星よりも明るく見え始めました。

すぐに、その放射は徐々に弱まり始め、絶滅には強度の変動と小さな閃光が伴いました。 2年後、肉眼では見えなくなりました。

1604年、へびつかい座で超新星がケプラーによって観測されました。この現象は通常の新星の爆発に似ていますが、その規模、滑らかでゆっくりと変化する光の曲線とスペクトルが異なります。

2 種類の超新星は、極大期付近のスペクトルの特徴によって区別されます。

極大付近のタイプ I 超新星は、線が見えない連続スペクトルによって区別されます。その後、非常に広い発光帯が現れ、その位置は既知のスペクトル線と一致しません。これらのバンドの幅は、最大 6000 km/s の速度でのガスの膨張に対応します。バンドの強度、構造、および位置は、多くの場合、時間の経過とともに変化します。最大値から 6 か月後、中性酸素のスペクトルで識別できるバンドが現れます。

II 型超新星では、最大光度は I 型超新星に比べてやや低くなります。それらのスペクトルは、紫外発光の増加によって区別されます。通常の新星のスペクトルと同様に、水素、電離窒素、およびその他の元素で識別される吸収線と輝線を示します。

非常に興味深いのは急速に膨張しているガス状星雲であり、いくつかのケースでは爆発する I 型超新星の代わりに発見されています。これらの中で最も注目に値するのは、おうし座にある有名なかに星雲です。この星雲の輝線の形は、約 1000 km/s の速度で膨張していることを示しています。星雲の現在の寸法は、この速度での膨張が 900 年以上前に始まるようなものではありません。ちょうど 1054 年の超新星爆発の時代です。蟹星雲と中国の年代記に記載されている「客星」との時間と場所の一致は、おうし座の星雲が超新星爆発の結果である可能性を示唆しています。

かに星雲には多くの注目すべき特徴があります。

1) 可視光線の 80% 以上が連続スペクトルに当てはまります。

2) 白色光では不定形に見える。

3) イオン化された金属と水素の線を含む星雲の通常の発光スペクトル (後者は弱い) は、個々のフィラメントから放出されます。

4) 放射線は偏光しており、星雲のいくつかの領域ではほぼ完全に。

5) かに星雲は、銀河系で最も強力な電波放射源の 1 つです。

かに星雲のこれらの興味深い特徴について考えられる説明の 1 つは、次のとおりです。 1054 年の超新星爆発の際、巨大な運動エネルギーを持つ自由電子 (相対論的電子) が大量に出現し始めました。それらは光速に近い速度で移動します。このような粒子の強い加速のプロセスは、現在も続いています。スペクトルの可視領域と無線領域の両方で連続放射が発生するのは、相対論的電子が弱い磁場の力線の周りをらせん状に移動するときに減速するためです。そのような放射は、実際に観察される偏光でなければなりません。

私たちの銀河系の他の超新星爆発の場所では、弱い星雲とさまざまな力の電波放射源も発見されています。

最近まで、超新星爆発の現象が終わって久しいという事実にもかかわらず、新しい相対論的電子の絶え間ない流入がカニ星雲でどのように発生するかは完全に不明のままでした。この問題は、まったく新しいオブジェクトが発見された後にのみ解決され始めました。

パルサー。 1967 年 8 月、ケンブリッジ (イギリス) で、厳密に連続した明確なパルスの形で点源から放射される宇宙電波放射が登録されました。このような光源の個々のパルスの持続時間は、数ミリ秒から数十分の一秒の範囲です。パルスの鋭さとその繰り返しの並外れた規則性により、パルサーと呼ばれるこれらのオブジェクトの脈動の周期を非常に高い精度で決定することが可能になります。パルサーの 1 つの周期は 1.337301133 秒ですが、他のパルサーの周期は 0.03 から 4 秒です。現在、約200個のパルサーが知られています。それらはすべて、広い範囲の波長にわたって高度に偏光された電波放射を生成し、その強度は波長の増加とともに急激に増加します。これは、放射が非熱的性質を持っていることを意味します。多くのパルサーまでの距離を決定することができ、数百から数千パーセクの範囲であることが判明しました。したがって、これらは比較的近い天体であり、明らかに私たちの銀河系に属しています。

最も注目すべきパルサーは、通常 NP 0531 という番号で指定されており、かに星雲の中心にある星の 1 つと正確に一致しています。特別な観測により、この星の光放射も同じ周期で変化することが示されました。インパルスでは、星は 13m に達し、インパルス間では見えません。この源からの同じ脈動は、X 線放射によっても経験されます。その出力は、光放射の出力の 100 倍です。

パルサーの 1 つがかに星雲のような異常な形成の中心と一致したことは、それらがフレアの後に超新星が変わる対象にすぎないことを示唆しています。現代の概念によれば、超新星爆発は、可能なすべての核エネルギー源が使い果たされた後、超高密度状態への移行中に膨大な量のエネルギーが放出されることに関連しています。

十分な質量を持つ星の場合、最も安定な状態は、陽子と電子が核融合して中性子になり、いわゆる中性子星が形成されることです。超新星爆発が本当にそのような天体の形成で終わるのであれば、パルサーは中性子星である可能性が非常に高く、この場合、質量は 2M¤ オーダーで、半径は約 10 km になるはずです。このような大きさに圧縮されると、物質の密度は原子核の密度よりも高くなり (最大 10 6 t/cm 3)、角運動量保存の法則により、星の自転は数十倍に加速されます。 1 秒あたりの回転数。中性子星の表面では、中性子が陽子と電子に崩壊します。電子は強い電場によって光速に近い速度まで加速され、宇宙空間に飛び出します。電子は、磁力線が出てくる磁極の領域でのみ星を離れます。星の磁気軸が自転軸と一致しない場合、放射ビームは星の自転周期と同じ周期で回転します。したがって、パルサーという名前は完全に正しいわけではありません。星は脈動していませんが、回転しています。

一部のパルサーは、回転エネルギーが放射に変換される結果として、パルサーに関連する磁場の減速効果によって明らかに周期がゆっくりと増加する (10 3 ～10 7 年で 2 倍になる) ことがわかっています。 . これに伴い、周期の急激な減少が観察されました。これは、星の表面が急激に再構築されたことを反映している可能性があります。

電波パルサーに加えて、いわゆる。 X線またはガンマ線範囲でのみ観測されるパルサー。それらは数秒から数百秒の範囲の周期を持ち、近い連星系の一部です。現代の概念によれば、それらの放射のエネルギー源は、中性子星または隣接する通常の星から流れる物質のブラックホールへの降着中に放出される重力エネルギーです。

非常に興味深い変光星は、パルサーのような X 線源です。それらのいくつかは実際にパルサーであり、他は超新星爆発の残骸です。この場合、グローの原因は、数百万度の温度に加熱されたガスの熱放射です。

しかし、銀河の X 線源の大部分は、しばしば X 線星と呼ばれる特別な種類の恒星の天体に属しています。それらの最も顕著な典型的な代表は、言及されたソースScorpio X-1です。絶えず放射している中で、それは最も明るいことが判明しました.1〜10アリングの範囲です。そこからの放射束は平均 3 10 -7 erg/cm 2 です。 7メートルの星が光学領域で与えるのと同じくらい。その X 線光度は 10 37 erg/s に達し、これは太陽のボロメータ光度の数千倍です。

X 線星の重要な特徴は、その放射の変動性です。変光星 12-13m と同定されたソースの蠍座 X-1 では、X 線のフラックスと光放射の変化は互いにまったく関係がありません。数日以内に、両方とも20％以内の変動を経験する可能性があり、その後活動期が始まります-数時間続くフラッシュで、その間にフラックスは2〜3倍変化します。同時に、10 -3 秒程度の時間間隔で放射線レベルの大幅な変化が観測されることがあるため、光源のサイズは 0.001 光秒を超えることはできません (光年との類推によって決定されます)。すなわち 300キロ。これは、X 線源が非常にコンパクトな天体であるに違いないことを示唆しており、パルサーの場合のように、いくつかの X 線星が識別される中性子星のタイプである可能性があります。

ヘラクレス X-1 やケンタウロス X-3 などの多くの X 線星は、X 線フラックスの変動に厳密な周期性があり、ソースが連星系の構成要素であることを証明しています。十数個のソースが、それらが近い連星系に属していることを変動性が示す星で特定されています。したがって、X線星は、構成要素の1つが光学星であり、もう1つが進化の最終段階にあるコンパクトなオブジェクトである近接連星系である可能性が最も高い. ほとんどの場合、これは中性子星であると想定されていますが、場合によっては白色矮星やブラックホールの可能性も排除されません。

強力なX線放射が出現する理由は、近接連星系の光学部品から流れる雲とガスの噴流がコンパクトな物体（中性子星など）に落ちるためです。非常にコンパクトな中性子星の場合、降着と呼ばれるこの過程でガスが落下する速度は 100,000 km/s に達することがあります。光速の3分の1！中性子星に落ちると、ガスの運動エネルギーがX線に変換されます。中性子星の強力な磁場が重要な役割を果たしています。

常に観測されている X 線源に加えて、現象の性質上、新しい星に似た、最大 12 個のフレアオブジェクトが毎年検出されています。これらの新しいような X 線源の光度は、数日間で急速に増加します。 1 ～ 2 か月以内に、それらは "X 線" の空で最も明るい領域になる可能性があり、時には、最も明るい一定の光源であるさそり座 X-1 よりも数倍の放射線フラックスになることがあります。フレア中のそれらのいくつかは、非常に長い周期 (最大 7 分) を持つ X 線パルサーであることが判明しました。これらの天体の性質や、新しい星との関係はまだわかっていません。

変光星は、肉眼で観察できる、空で最も興味深い現象の 1 つです。さらに、単純な天文学愛好家の科学活動の余地があり、発見をする機会さえあります。今日は変光星がたくさんあり、観察するのはとても面白いです。

変光星は、時間の経過とともに明るさが変化する星です。もちろん、このプロセスにはある程度の時間がかかり、目の前で文字通り起こるわけではありません。しかし、そのような星を定期的に観察すると、その明るさの変化がはっきりと見えてきます。

明るさの変化の理由はさまざまな理由である可能性があり、それらに応じて、すべての変光星はさまざまなタイプに分類されます。これについては以下で検討します。

変光星はどのように発見されたか

星の輝きは一定で揺るぎないものであると常に信じられてきました。閃光や星の出現は、古来より超自然的な何かに起因するとされてきましたが、これには明らかに上からの何らかのサインがありました。これはすべて、同じ聖書のテキストで簡単に見ることができます。

しかし、何世紀も前に、人々は一部の星がまだ明るさを変えることができることを知っていました. たとえば、ベータペルセウスはエルグール（現在はアルゴルと呼ばれています）と呼ばれるのに無駄ではありません。これは、翻訳では「悪魔の星」にすぎません。 3日弱の周期で明るさが変化する珍しい性質からそう名付けられました。この星は、1669 年にイタリアの天文学者モンタナリによって変光星として発見され、18 世紀の終わりに英国のアマチュア天文学者ジョングッドライクが研究し、1784 年に同じタイプの 2 番目の変光星である β Lyrae を発見しました。

1893 年、ヘンリエッタ・ルウィットはハーバード天文台で働き始めました。彼女の仕事は、明るさを測定し、この天文台に蓄積された写真乾板の星をカタログ化することでした。その結果、ヘンリエッタは 20 年間で 1000 個以上の変光星を発見しました。彼女は脈動する変光星であるセファイドの調査を特に得意としており、いくつかの重要な発見をしました。特に、彼女はセファイドの周期がその明るさに依存することを発見しました。これにより、星までの距離を正確に決定することが可能になりました。

ヘンリエッタ・ルウィット。

その後、天文学の急速な発展に伴い、何千もの新しい変数が発見されました。

変光星の分類

すべての変光星はさまざまな理由で明るさが変化するため、これに基づいて分類が開発されました。最初はとても単純でしたが、データが蓄積されるにつれて、ますます複雑になりました。

現在、変光星の分類では、いくつかの大きなグループが区別されており、それぞれがサブグループを含み、サブグループには同じ変動の原因を持つ星が含まれています。そのようなサブグループがたくさんあるので、主なグループについて簡単に検討します。

変光星の食

変光星の食、または単に変光星の食は、非常に単純な理由で明るさを変化させます。実際、それらは1つの星ではなく、バイナリシステムであり、さらに非常に近いです。それらの軌道の平面は、観察者が一方の星が他方の星をどのように閉じるかを見ることができるように配置されています-いわば日食があります。

少し離れていたら、このようなものは見えないでしょう。そのような星がたくさんある可能性もありますが、それらの軌道の平面は私たちの視野の平面と一致しないため、変数としてそれらを見ていません.

また、多くの種類の食変光星が知られています。最も有名な例の 1 つは、アルゴル、または β ペルセウスです。この星は 1669 年にイタリアの数学者モンタナリによって発見され、その性質は 18 世紀末に英国のアマチュア天文学者ジョングッドリックによって研究されました。この連星系を形成する星は、個別に見ることはできません。非常に近い位置にあるため、公転周期はわずか 2 日と 20 時間です。

Algol 輝度曲線を見ると、中央に小さなくぼみ (2 番目の最小値) が見られます。事実は、コンポーネントの1つがより明るく（そして小さく）、2番目のコンポーネントがより弱く（そして大きく）なっているということです。弱い成分が明るい成分を覆うと輝度の低下が大きくなり、明るい成分が弱い成分を覆うと輝度の低下はあまり目立たなくなります。

1784 年、Goodryk は別の食変光星である Lyrae の β を発見しました。その期間は12日21時間56分。 Algol とは対照的に、この変数の明るさの変化のグラフはより滑らかです。事実は、ここで連星系が非常に近く、星が互いに非常に接近しているため、細長い楕円形をしているということです。そのため、成分の食だけでなく、楕円星が幅の広い側や狭い側に変わるときの明るさの変化も見られます。そのため、こちらのツヤの変化がスムーズです。

βライラの明るさの変化のグラフ。

別の典型的な食変光星は、1903 年に発見されたおおぐま座 W です。ここでは、チャートはメインとほぼ同じ深さのセカンダリローを示しており、チャート自体は β Lyra のように滑らかです。事実、ここではコンポーネントのサイズはほぼ同じで、細長く、非常に狭い間隔で配置されているため、それらの表面はほとんど接触しています。

食変光星には他にも種類がありますが、あまり一般的ではありません。これには、楕円体星も含まれます。楕円体星は、回転中に、明るさが変化するため、広い側または狭い側で私たちに向きを変えます。

脈動する変光星

脈動する変光星は、この種の天体の大きなクラスです。明るさの変化は、星の体積の変化により発生します。星は再び膨張または収縮します。これは、主な力である重力と内圧のバランスが不安定なために発生します。

このような脈動により、星の光球の増加と放射面の面積の増加が発生します。同時に、星の表面温度と色が変化します。光沢もそれぞれ変化します。変動変数には、明るさが周期的に変化するタイプもあれば、安定していないものもあります。これらは不規則と呼ばれます。

最初の脈動星は、1596 年に発見されたミラキタでした。その輝きが最大になると、肉眼ではっきりと見ることができます。少なくとも、優れた双眼鏡または望遠鏡が必要です。ミラの光輝周期は 331.6 日であり、そのような星はミリドまたは ο セティ型星と呼ばれ、数千個が知られています。

もう 1 つの広く知られている脈動変光星は、このタイプの星 Ϭ Cephei にちなんで名付けられた Cepheid です。これらは、1.5日から50日、時にはそれ以上の期間を持つ巨人です。北極星でさえ、周期がほぼ 4 日で、明るさが 2.50 から 2.64 星まで変動するセファイドに属しています。量。セファイドもサブクラスに分類され、その観測は天文学全般の発展に重要な役割を果たしてきました。

RR Lyrae タイプの脈動変数は、明るさが急速に変化することで区別されます。周期は 1 日未満であり、変動は平均して 1 等級に達するため、視覚的に観察しやすくなります。このタイプの変数も、光度曲線の非対称性に応じて 3 つのグループに分けられます。

矮星セファイドのさらに短い期間は、別の種類の脈動変数です。たとえば、水瓶座の CY の周期は 88 分ですが、フェニックスの SX の周期は 79 分です。それらの明るさのグラフは、通常のセファイドのグラフに似ています。それらは観察にとって非常に興味深いものです。

脈動する変光星にはもっと多くの種類がありますが、それらはアマチュアの観測にはあまり一般的ではなく、非常に便利ではありません。たとえば、RV おうし座タイプの星の周期は 30 日から 150 日で、明るさのグラフに多少のずれがあるため、このタイプの星は半規則星と呼ばれます。

間違った変光星

不規則変光星も脈動していますが、これは多くの天体を含む大きなクラスです。明るさの変化は非常に複雑で、多くの場合、事前に予測することは不可能です。

しかし、いくつかの不規則な星では、長期的に周期性を検出することができます。たとえば、数年にわたって観察すると、不規則な変動が積み重なり、特定の平均曲線が繰り返されることがわかります。そのような星には、たとえば、ベテルギウス - α オリオンが含まれ、その表面は明暗の斑点で覆われており、明るさの変動を説明しています。

不規則変光星はよく理解されておらず、非常に興味深い星です。この分野には、まだまだ多くの発見があります。

変光星の観測方法

星の明るさの変化に気づくために使われます。最もアクセスしやすいのは、観察者が変光星の明るさと隣接する星の明るさを比較する視覚的な方法です。次に、比較に基づいて変数の明るさが計算され、このデータが蓄積されると、明るさの変動が明確に見えるグラフが作成されます。見た目は単純ですが、目による明るさの決定は非常に正確に行うことができ、そのような経験はすぐに得られます。

変光星の明るさを視覚的に判断するには、いくつかの方法があります。これらの中で最も一般的なのは、Argelander メソッドと Neuland-Blazhko メソッドです。他にもありますが、これらはかなり簡単に習得でき、十分な精度が得られます。それらについては、別の記事で詳しく説明します。

視覚的な方法の利点:

機器は必要ありません。かすかな星を観察するには、双眼鏡や望遠鏡が必要になる場合があります。最小輝度が最大 5 ～ 6 個の星。量は肉眼で観察できますが、かなりたくさんあります。
観測の過程で、星空との本当の「コミュニケーション」があります。自然との一体感が心地よく感じられます。また、満足感をもたらすかなり科学的な作品です。

不利な点には、それにもかかわらず、個々の観測でエラーを引き起こす非理想的な精度が含まれます。

星の明るさを推定する別の方法は、機器を使用することです。通常、変光星とその周囲の写真を撮り、その写真から変光星の明るさを正確に知ることができます。

アマチュア天文学者が変光星を観察する価値はありますか? 間違いなく価値があります！結局のところ、これらは研究のための最も単純で最もアクセスしやすいオブジェクトの 1 つだけではありません。これらの観察には科学的価値もあります。プロの天文学者は、定期的な観測でそのような星の塊をカバーすることはできず、アマチュアにとっては科学に貢献する機会さえあり、そのようなケースが発生しました.

変光星は、明るさが変化する星です。明るさが周期的に変化する変光星もあれば、ランダムな明るさの変化が見られる変光星もあります。周期的変光星には、たとえば、ご存じのように連星系である食変光星が含まれます。しかし、それらとは異なり、数万個の単一の星が知られており、その明るさは、それらで発生する物理的プロセスによって変化します。このような星は物理変光星と呼ばれます。彼らの発見と研究は、星の多様性は、星の質量、サイズ、温度、光度、スペクトルが互いに異なるという事実だけでなく、これらの物理的特性のいくつかが変化していないという事実にも現れることを示しました。同じ星。

セファイド

セファイドは非常に一般的で非常に重要な種類の物理変光星です。

セファイドのスペクトルの研究によると、これらの星の光球は、明るさが最大になる近くで最大の速度で私たちに近づき、最小近くでは最大の速度で私たちから遠ざかります。これは、ドップラー効果に基づくセファイドのスペクトルのラインシフトの分析から得られたものです。

星の光球の動き、したがってそのサイズの変化により、私たちは初めて出会う. 実際、太陽とそれに似た他の星のサイズはほとんど変わりません。したがって、そのような静止星とは異なり、セファイドは非静止星です。セファイドは定期的に膨張と収縮を繰り返す星です。セファイドが脈動するにつれて、その光球の温度も変化します。恒星は明るさが最大のとき、温度が最も高くなります。

長周期セファイドの脈動の周期とこれらの星の光度には「周期-光度」という関係があります.セファイドの明るさの変化の周期が観測でわかっている場合は、「周期-光度」を使います.関係があれば、その絶対等級を決定することができ、観測からその見かけの等級を知ることで、式を使用してセファイドまでの距離を計算するのは簡単です。セファイドは巨星と超巨星 (巨大なサイズと光度を持つ星) に属しているため、遠くからでも見ることができます。遠方の星系でセファイドを検出することにより、これらの星系までの距離を決定することができます。

セファイドは珍しい星ではありません。多くの星は、一生の間、セファイドである可能性があります。したがって、セファイドの研究は星の進化を理解する上で重要です。

その他の物理変光星

セファイドは物理変光星の多くの種類の 1 つにすぎません。最初の変光星は、1596 年に星座キタ (ワールドキタ、またはアメイジングキタ) で発見されました。セファイドではありません。明るさの変動は約350日周期で発生し、明るさは最大で3m、最小で9mに達します。その後、ミラ・キタのような他の多くの長周期星が発見されました。

ほとんどの場合、これらは「冷たい」星、つまりスペクトルクラス M の巨星です。このような星の明るさの変化は、星の内部から大気の上層への高温ガスの脈動と周期的な噴出に明らかに関連しています。

すべての物理変光星が周期的な変化を示すわけではありません。多くの星は、半規則的または不規則変光星であることが知られています。そのような星では、明るさの変化に規則性があることに気付くのは難しいか、不可能ですらあります。

見かけの明るさが変化します。これらの変化は、数年または 1000 分の 1 秒の周期を持つ場合があり、変化の大きさは、平均的な明るさの 1000 分の 1 から 20 倍の増加までさまざまです。 100,000 以上の変光星がカタログ化されており、太陽でさえそれらに帰することができます。私たちの星のエネルギー束密度は、11 年の太陽周期の間に約 0.1%、つまり 1000 分の 1 変化します。

変光星の歴史

最初に確認された変光星はオミクロンセティで、後にミラと名付けられました。 1596 年に新星に分類され、1638 年に Johann Holwards が 11 か月周期で星の明るさの変化を観測しました。星までの距離は200～400光年。赤色巨星変光星からなる連星系です。明るさの変動周期は332日で、可視域の明るさは1周期で数百回変化するのに対し、赤外域では2回しか明るさが変動しません。 2 番目の星も変光星ですが、正確な周期はありません。その速度の変動は、最初の星からの物質の流入によって引き起こされます。超新星とともに、星は古代ギリシャ以来考えられていたように恒久的な存在ではないことを示したので、これは重要な発見でした。

変光星の性質

星の見た目の明るさが変化する理由はたくさんあります。つまり、星自体はまったく変化しないはずです。たとえば、アルゴルの場合のように、観察条件は通常変化します。ただし、一部の星は、その特性の変化により点滅します。脈動する変光星は、可変の半径または質量を持ちます。一部の変光星は連星系で、仲間の星が非常に近くにあるため、物質が絶えず一方から他方へと流れたり戻ったりします。一般に、変光星の分類は非常に豊富ですが、主に変動性のために、内部（ロシアの天文学では噴火変数を別々に考慮するのが通例です）または外部に分けられます。

内部原因

セファイドは非常に明るい星で、明るさは太陽の 500 ～ 300,000 倍で、脈動の周期は 1 ～ 100 日と非常に短いです。これらの星は、明確なパターンで拡大および縮小します。これらの星は、天文学者にとって特に価値があります。明るさの変化を測定することで、距離を非常に正確に決定できるため、セファイドを宇宙の道路柱に変えることができます。明るさの変動の内部原因を持つ他のタイプの変光星: RR Lyrae、短周期、Cepheids よりも小さい古い星。 RV Taurus、明るさが大きく変動する超巨星。ミラ型（最初の変光星にちなんで名付けられた）、冷たい赤い超巨星。周期が 30 日から 1000 日の範囲の長い不規則な赤色巨星または超巨星、ベテルギウスはこのタイプに属し、主に赤色超巨星です。

噴火変数は内部プロセスにも関連付けられており、星の内部または表面での熱核爆発により、明るさが急激に増加します。これらには、質量を交換する近くの連星が含まれます。超新星、新星、反復新星、矮新星など - 通常は爆発が原因で、明るさが急激に変化する星のグループ。それらの中で最も有名なのは超新星で、銀河全体を覆い隠し、明るさを 1 億倍に増加させることができます。新星と反復新星は、表面で爆発が起こる近接連星ですが、超新星とは異なり、星は崩壊しません。矮新星は、質量を交換する白色矮星の連星系であり、定期的な爆発を引き起こします。それらは共生変数に似ており、塵とガスの共通の殻に囲まれた赤色巨星と熱い青い星で構成されています。

外的要因

食変光星とは、星がお互いの前を通過し、世界の一部を遮断することです。また、星の惑星によって引き起こされることもあります。回転している星は、表面に暗い点または逆に明るい点が存在することと、星の自転によって明るさが変化します。同様の変化は、形状が球とは著しく異なる星の場合にも観察されます (通常は連星系)。この場合、楕円体の回転により、放射面の面積が変化します。パルサーもこのタイプに属します。

将来の研究

変光星の研究は、天文学者に星の質量、半径、温度、およびその他の特性に関するデータを提供します。星の構造と進化に関する情報は間接的に得られます。しかし、長周期変光星の研究には長い時間がかかり、通常は数十年かかります。アマチュア天文学者は、変光星の絶え間ない観測において重要な役割を果たしています。宇宙の年齢に関する情報を提供するセファイドなど、一部の変数は科学にとって特に重要です。ミラ型変光星の研究は、太陽と類似の星に関する情報を提供し、タイプ Ia 超新星は宇宙の膨張率を測定するために使用され、噴火変数 - 活動銀河核と超大質量の研究において

光度が比較的短い期間で変化する星は呼ばれます 物理変光星. このタイプの星の光度の変化は、内部で発生する物理的なプロセスによって引き起こされます。変動の性質によって、脈動変数と噴火変数が区別されます。噴火変数の特殊なケースである新星と超新星も、別の種に区別されます。すべての変光星には、以前にギリシャ文字で指定されていたものを除いて、特別な指定があります。各星座の最初の 334 個の変光星は、対応する星座の名前を追加したラテンアルファベットの文字列 (たとえば、R、S、T、RR、RS、ZZ、AA、QZ) によって指定されます (例: RR Lyr)。次の変数は、V 335、V 336 などと指定されます。 (たとえば、V 335 Cyg)。

物理変光星

光度曲線の特殊な形を特徴とする星は、見かけの等級が滑らかに周期的に変化し、星の光度が数倍 (通常は 2 ～ 6 倍) 変化することを特徴とし、物理変光星または物理変光星と呼ばれます。 セファイド. このクラスの星は、その代表的な星の 1 つであるδ (デルタ) ケフェウス星にちなんで名付けられました。セファイドは、スペクトルクラス F および G の巨人および超巨星に起因する可能性があります。この状況により、私たちの星系である銀河系をはるかに超えた距離を含む、遠距離からそれらを観察することが可能です。セファイドの最も重要な特徴の 1 つは周期です。個々の星については、高い精度で一定ですが、セファイドごとに周期が異なります（1日から数十日）。セファイドでは、スペクトルは見かけの等級と同時に変化します。これは、セファイドの光度の変化に伴い、大気の温度も平均 1500°変化することを意味します。セファイドのスペクトルにおけるスペクトル線のシフトは、それらの動径速度の周期的な変化を明らかにしました。また、星の半径も周期的に変化します。 δ Cephei などの星は、主に私たちの星系の主平面である銀河の近くにある若い天体です。セファイドも発見されていますが、それらは古く、やや光度が低くなっています。セファイド段階に達したこれらの星は、質量が小さいため、ゆっくりと進化します。それらは乙女座のW星と呼ばれています。セファイドのこのような観測された特徴は、これらの星の大気が定期的な脈動を経験していることを示しています。したがって、それらは特別な振動プロセスを長期間一定レベルに維持するための条件を備えています。

米。セファイド

脈動の性質が解明されるずっと前に セファイド、それらの周期と光度の間の関係の存在が確立されました。私たちに最も近い星系の 1 つである小マゼラン雲のセファイドを観察すると、セファイドの見かけの等級が小さいほど (つまり、明るく見えるほど)、その明るさの変化の期間が長くなることがわかりました。この関係は線形であることが判明しました。それらはすべて同じシステムに属しているという事実から、それらへの距離は実質的に同じであることがわかりました。その結果、発見された依存性は、同時にセファイドの周期 P と絶対等級 M (または光度 L) の間の依存性であることが判明しました。セファイドの周期と絶対等級の間の関係の存在は、天文学において重要な役割を果たします。そのおかげで、他の方法を適用できない場合でも、非常に遠くのオブジェクトまでの距離が決定されます。

セファイド以外にも種類がある 脈動変光星. これらの中で最もよく知られているのは、通常のセファイドに似ているため、以前は短周期セファイドと呼ばれていた RR こと座星です。 RR こと座星はスペクトルクラス A の巨星であり、その光度は太陽の 100 倍以上です。 RR こと座星の周期は 0.2 日から 1.2 日で、明るさの変化の振幅は 1 等級に達します。もう 1 つの興味深いタイプの脈動変光星は、主に初期スペクトルサブクラス B の巨星に属する β Cephei (または β Canis Major) タイプの星の小さなグループです。変動性の性質と光度曲線の形状により、これらの星は、 RR Lyrae 星に似ていますが、振幅等級の変化が非常に小さい点で異なります。周期は 3 時間から 6 時間の範囲にあり、セファイドと同様に、周期は光度に依存します。

光度が定期的に変化する脈動する星に加えて、光度曲線が変化するいくつかの種類の星もあります。その中には RV型恒星おうし座、その光度の変化は、30 ～ 150 日の周期で 0.8 ～ 3.5 等級の振幅で発生する、深い最小値と浅い最小値の交互変化によって特徴付けられます。 RV おうし座の星は、スペクトルタイプ F、G、または K に属します。 m型ケフェイ星スペクトルクラス M に属し、呼ばれます 赤の半規則変数. それらは、数十日から数百日にわたって発生する光度の変化の非常に強い不規則性によって区別されることがあります。スペクトル-光度図の半規則変光星の隣には、光度変化の再現性を検出できない M クラスの星 (不規則変光星) があります。それらの下には、非常に長い時間間隔 (70 日から 1300 日) にわたって非常に大きな範囲内で光度を滑らかに変化させるスペクトル内の輝線を持つ星があります。このタイプの星の注目すべき代表は、オ (オミクロン) キタ、または別の言い方でミラと呼ばれる星です。このクラスの星は呼ばれます ミラキタなどの長期変動. 長周期変光星の周期長は、両方向に 10% 前後の平均値を中心に変動します。

光度の低い矮星の中にもさまざまな種類の変光星があり、その総数は脈動する巨星の数の約 10 分の 1 です。これらの星は、定期的に繰り返されるバーストの形で変動性を示します。その性質は、さまざまな種類の物質の放出または噴火によって説明されます。したがって、この星のグループ全体は、新しい星と一緒に呼ばれます 噴火変数. それらの中には、進化の初期段階とライフパスの完了の両方で、非常に異なる性質の星があることに注意してください。明らかに、重力収縮のプロセスをまだ完了していない最も若い星を考慮する必要があります。 タイプ τ の変数 (タウ) おうし座. これらはスペクトルクラスの矮星であり、ほとんどの場合F - Gであり、オリオン星雲などで多数見られます。 B から M までのスペクトルクラスに属する RW ぎょしゃ座型の星は、これらの星と非常によく似ています.これらすべての星では、光度の変化が非常に不正確に発生するため、規則性を確立することはできません.

少なくとも一度は7～8等級以上のバースト（急激な光度の上昇）が観測された特殊なタイプの噴火変光星を呼びます。 新しい. 通常、新しい星が爆発すると、恒星の見かけの等級は 10m ～ 13m 減少します。これは、光度が数万倍、数十万倍増加することに相当します。バースト後、新しい星は非常に熱い矮星です。爆発の最大段階では、それらはクラスA〜Fの超巨星に似ています。同じ新しい星の爆発が少なくとも2回観察された場合、そのような新しい星は繰り返されたと呼ばれます。繰り返される新星における光度の増加は、典型的な新星よりも幾分少ない。合計で、現在約 300 個の新しい星が知られています。そのうち約 150 個が私たちの銀河系に、100 個以上がアンドロメダ星雲に現れました。既知の 7 つの反復新星では、合計で約 20 回の発生が観測されました。多くの (おそらくすべての) 新星と繰り返される新星は、近い連星です。バースト後、新星はしばしば弱い変動性を示します。新しい星の光度の変化は、バースト中に、星に生じた不安定性によって引き起こされた突然の爆発があることを示しています。さまざまな仮説によると、この不安定性は、星のエネルギーの放出を決定する内部プロセスの結果として、またはいくつかの外的要因の影響により、一部の熱い星で発生する可能性があります。

超新星

超新星は、新星と同じように燃え上がり、絶対等級が-18mから-19m、最大で-21mに達する星です。超新星は、光度が数千万倍以上に増加します。フラッシュ中に超新星によって放出される総エネルギーは、新星の数千倍です。他の銀河での約 60 回の超新星爆発が写真に記録されており、多くの場合、それらの光度は、爆発が発生した銀河全体の積分光度に匹敵することが判明しました。肉眼で行われた以前の観測の説明によると、私たちの銀河系での超新星爆発のいくつかのケースが確立されています。その中で最も興味深いのは、おうし座で噴火した1054年の超新星で、中国と日本の天文学者によって、金星よりも明るく見え、日中でも見える突然現れた「ゲストスター」として観察されました。この現象は通常の新星の爆発に似ていますが、その規模、滑らかでゆっくりと変化する光の曲線とスペクトルが異なります。 2 種類の超新星は、極大期付近のスペクトルの特徴によって区別されます。非常に興味深いのは急速に膨張しているもので、いくつかのケースでは I 型超新星の場所で発見されました。これらの中で最も注目に値するのは、おうし座にある有名なかに星雲です。この星雲の輝線の形は、約 1000 km/秒の速度で膨張していることを示しています。星雲の現在の寸法は、この速度での膨張が 900 年以上前に始まるようなものではありません。ちょうど 1054 年の超新星爆発に間に合いました。

パルサー

1967 年 8 月、イギリスのケンブリッジ市で、宇宙電波放射が記録されました。これは、次々に続く明確なパルスの形で点源から来ました。このようなソースの個々のパルスの持続時間は、数ミリ秒から数十分の一秒の範囲です。パルスの鋭さとその繰り返しの正確さにより、これらのオブジェクトの脈動の周期を非常に正確に決定することができます。 パルサー. パルサーの 1 つの周期は約 1.34 秒ですが、他のパルサーの周期は 0.03 ～ 4 秒です。現在、約200個のパルサーが知られています。それらはすべて、広い範囲の波長にわたって高度に偏光された電波放射を生成し、その強度は波長の増加とともに急激に増加します。これは、放射が非熱的性質を持っていることを意味します。多くのパルサーまでの距離を決定することができ、その距離は数百から数千パーセクの範囲であることが判明しました。これは、明らかに私たちの銀河に属する天体の相対的な近さを示しています。

一番有名な パルサーは通常 NP 0531 という番号で指定されており、かに星雲の中心にある星の 1 つと正確に一致しています。観測は、この星の光放射も同じ周期で変化することを示しています。インパルスでは、星は 13m に達し、インパルス間では見えません。この源からの同じ脈動は、X 線放射によっても経験されます。その出力は、光放射の出力の 100 倍です。パルサーの 1 つがかに星雲のような異常な形成の中心と一致したことは、それらがフレアの後に超新星が変わる対象にすぎないことを示唆しています。超新星爆発が本当にそのような天体の形成で終わるのであれば、パルサーが中性子星である可能性は十分にあり、この場合、太陽質量の約 2 倍の質量で、半径は約 10 km になるはずです。このような次元に圧縮されると、物質の密度は核よりも高くなり、星の自転は毎秒数十回転まで加速します。どうやら、連続するパルス間の時間間隔は中性子星の自転周期に等しい。次に、脈動は、これらの星の表面にある不規則性、独特のホットスポットの存在によって説明されます。ここでは、「表面」について話すのが適切です。なぜなら、そのような高密度では、物質はその特性において固体に近いからです。中性子星は、かに星雲のような関連する星雲に絶えず入っているエネルギー粒子の源として機能することができます。

写真：かに星雲からの電波放射

変光星。 恒星: 変光星 脈動する変光星