光度曲線と半規則型変光星

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光度曲線と半規則型変光星の違い

光度曲線 vs. 半規則型変光星

光度曲線の一例。食連星（おおぐま座W型変光星）の一つ、きりん座V389星の光度曲線。 光度曲線或いはライトカーブ（light curve）は、天体の明るさを時間の関数として表した図のことである。一般に光度曲線は、縦軸を天体の明るさ（等級など）、横軸を時間としたグラフになる。 光度曲線には、天体の種類によって様々な特徴がみられ、食連星、ケフェイド変光星といった周期性のある変光星や、太陽系外惑星の通過などでできる周期的な曲線もあれば、新星、激変星、超新星、重力マイクロレンズなどによる非周期的な曲線もある。周期性のある光度曲線では、横軸に時刻ではなく変光周期における位相、即ち、光度曲線上のある時点と観測時点との相対的な時間間隔、をとる場合もある。 光度曲線を詳しく分析し、分光観測など他の手法で得たデータと関連付けることで、観測対象となった天体の物理量や、その天体で発生している物理過程に関する情報を得ることが可能となる。. 半規則型変光星（はんきそくがたへんこうせい、semiregular variable）は、かなり周期的に変光することもある一方時々不規則な光度変化をすることもある渡辺努「OBSERVER'S GUIDE 変光星」、『月刊天文』2002年11月号、地人書館、98頁。、中期から晩期のスペクトル型を持つ巨星または超巨星である。周期は20日から2000日以上であるが、光度曲線の形は様々で一定していない。変光範囲は数百分の数等級から数等級である。 半規則型変光星は、いくつかの細分類に分けられる。従来はSRA・SRB・SRC・SRDの4つに細分類されていたが、2001年に発行されたName List 76で新たな細分類としてSRSが加わった。 球状星団M13は、11.95等から12.25等の数十個の赤色変光星を含み、周期は43日 (V24) から97日 (V43) である。.

ミラ型変光星

ミラ型変光星（みらがたへんこうせい、Mira variable）、ミラ型星 (Mira star)は、脈動変光星の1種である。くじら座のミラから名づけられた。非常に赤く、脈動周期は100日より長く、変光範囲が可視光で2.5等級より大きい（赤外線では1等級より大きい）という特徴を持つ。恒星の進化の最終段階の赤色巨星であり、数百万年の間に、外層を惑星状星雲として吹き飛ばし、白色矮星になる。 ミラ型変光星は、太陽質量の2倍よりも小さいと考えられるが、外層が膨張して非常に大きくなっているため、太陽の数千倍も明るくなりうる。恒星全体が膨張、収縮することで脈動していると考えられている。これにより半径とともに温度が変化し、光度の変化を引き起こす。脈動の周期は、恒星の質量と半径の関数になる。ミラ型変光星の当初のモデルでは、この過程によって球対称は保たれると考えられていたが、近年の調査で、IOTA(Infrared Optical Telescope Array)で観測されるミラ型変光星の75%は球対称ではないことが明らかとなった。この結果は、以前の各々のミラ型変光星の観測結果と一致し、これにより現在ではスーパーコンピューターでミラ型変光星の3次元モデルが得られている。 ほとんどのミラ型変光星は、その挙動や性質に共通性を持つが、実際には、年齢、質量、脈動周期、化学組成等に多様性を持つ異質な恒星が集まった分類である。例えば、うさぎ座R星は炭素のスペクトルを持ち、核を構成する物質が表面に移送されていることを示している。この物質は、しばしば恒星の周囲に塵の覆いを作り、周期的な明るさの変化をもたらす。ミラ型変光星の中には、自然のメーザー源になっているものもある。 また、ミラ型変光星の中には、時間が経つに従って、数十年から数世紀の単位で、脈動の周期が大きく変わるものもある。これは、核の近くのヘリウムの殻が一時的に密度が高くなって熱せられ、核融合が起こるためだと考えられている。この過程は全てのミラ型変光星で起こると予測されるが、恒星の生涯に比べると比較的この期間が短く、既知の数千個のミラ型変光星のうち、うみへび座R星等の数個でしか観測できていない。 ミラ型変光星は、明るさが大きく変化するため、アマチュア天文学者の観測のターゲットとして人気がある。ミラを含むいくつかのミラ型変光星は、信頼性のある観測データを数世紀も遡って得ることができる。 ミラ型変光星は比較的金属量が豊富な環境で生まれると考えられてきたが、非常に金属量が枯渇したろくぶんぎ座矮小楕円体銀河(~-2)でミラ型変光星が発見された。.

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アメリカ変光星観測者協会

アメリカ変光星観測者協会（アメリカへんこうせいかんそくしゃきょうかい American Association of Variable Star Observers 略称 AAVSO）は1911年にアメリカ合衆国で設立された天文学の国際非営利団体。おもにアマチュア天文家による変光星の観測を組織し、観測結果を収集し、評価分析し、天文学者、研究者、教育者に提供するための組織である。長期にわたる変光星の光度の変化が記録されている。 専門の研究者が多くの変光星を監視することは不可能なので、天文学の分野はアマチュア天文家が科学に貢献できる数少ない分野のひとつである。AAVSOの国際データベースには、100年間にわたる、1200万以上の観測結果が蓄積されている。約2000人のプロとアマチュア観測者から毎年、5万件の観測結果をうけとっている。 AAVSOは教育や公共教育の分野でも活発に活動し、定期的に市民のための教育ワークショップを開き、アマチュアを共同執筆者とする論文の出版を行っている。専門研究者に対してアマチュア天文家が観測結果を提供するだけという古い学問スタイルではなく、アマチュアと研究者が対等の関係で研究する新しい学問のスタイルの先駆けとなっている。 1973年から2004年に没するまでジャネット・アクユズ・マッテイが長年会長を務めていた。マッティの死後は、アーン・ヘンデン (en:Arne Henden) が会長の座を引き継いでいる。 同協会は1911年から1956年まで、マサチューセッツ州ケンブリッジのハーバード大学天文台に設置され、その後も同市内を転々とし1985年に初めて建物を購入、クリントン・B・フォード天文データ研究センター (Clinton B. Ford Astronomical Data and Research Center) に入居した。2007年には約30メートル離れた近所のスカイ発行社 (Sky Publishing) 移転後のビルを購入して移転した。.

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スペクトル

ペクトル（）とは、複雑な情報や信号をその成分に分解し、成分ごとの大小に従って配列したもののことである。2次元以上で図示されることが多く、その図自体のことをスペクトルと呼ぶこともある。 様々な領域で用いられる用語で、様々な意味を持つ。現代的な意味のスペクトルは、分光スペクトルか、それから派生した意味のものが多い。.

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等級 (天文)

天文学において等級（とうきゅう、magnitude）とは、天体の明るさを表す尺度である。整数または小数を用いて「1.2等級」あるいは省略して「1.2等」などと表す。恒星の明るさを表す場合には「2等星」などと呼ぶ場合もある。等級の値が小さいほど明るい天体であることを示す。また、0等級よりも明るい天体の場合の明るさを表すには負の数を用いる。 等級が1等級変わると明るさは100の5乗根倍、すなわち約2.512倍変化する。よって等級差が5等級の場合に明るさの差が正確に100倍となる。言い換えれば等級とは天体の明るさを対数スケールで表現したものである。.

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