光度変化

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光度変化

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/08/31 17:12 UTC 版)

「おうし座IK星」の記事における「光度変化」の解説

おうし座IK星は、およそ470日周期で、視等級が10.8等から16.5等まで大きく変化する。分光観測によって強い水素原子の輝線が検出され、変光の振幅が大きいことから、ミラ型変光星に分類された。スペクトルも変光周期に伴って変化し、スペクトル型がM6からM10の間で揺れ動く。 恒星は、変光周期に従って脈動を繰り返す。脈動に伴う半径と温度・明るさの変化は逆相関の関係にあるので、光度の変化そのものは視等級の変化程大きくない。

光度変化

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/10/13 15:34 UTC 版)

「とも座CP星」の記事における「光度変化」の解説

発見時の新星の明るさは、1.1等級であったとされる。11月13日には最大光度に達し、0.7等級となった。極大後の減光は急速で、3等級暗くなるのに8日しか掛かっていない。3等級暗くなるのに100日掛からなければ、「速い新星」とされるが、その中でも際立って速い。 発見から2ヶ月で、とも座CP星は、肉眼等級よりも暗くなった。光度曲線では、1960年代はほぼ平坦で、明るさが下げ止まったとみられるが、1970年代に入ると再び暗くなり、2000年代まで年平均0.026等級のペースで暗くなっている。 それでも、新星爆発が起こる前の明るさと比較すると、100倍以上明るい可能性がある。新星出現前に観測された、ハーヴァード大学天文台のこの天域の写真乾板を精査したところ、19.4等級の恒星まで写っていたが、とも座CP星は写っていなかった。新星爆発後は、15等台までしか暗くなっておらず、爆発前後の明るさの差は、1971年時点で4.96等級以上、2000年代の測定でも4等級を超える差がみられる。

光度変化

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/22 05:27 UTC 版)

「りゅうこつ座イータ星」の記事における「光度変化」の解説

りゅうこつ座η星はこれまでに数度、異常な増光が記録されている。1677年、エドモンド・ハレーはこの星を4等級と記録しているが、1730年頃に増光が観察され、1782年には元に戻った。さらに19世紀前半には0等級前後という異常な光度の増加を少なくとも4回起こしている。中でも1841-43年には-0.8等級に達し、カノープスを抜いて全天でもシリウスに次ぐ明るさとなった。 この現象は超新星爆発ではなかったものの、りゅうこつ座η星は数年で超新星爆発と同レベルの光を放った。その後は減光し1900年から1940年ごろには8等級ほどの肉眼では見えない星となった。さらに後には再びやや明るくなり、2000年代初頭の現在は6等級ほどの明るさを保っている。 この大増光は、元々三重連星であった星η星の内の2つの星が合体した時に起きたとの説がある 他の銀河でも、一時は超新星だとされながらそうでなかった例として NGC 1058 の SN 1961V や UGC 4904 の SN 2006jc などがある。これらは、超新星爆発寸前の超巨星の表面が一部爆発したか、エネルギーが爆発に足らず完全な超新星になり損ねたなどの可能性が考えられている。りゅうこつ座η星の巨大爆発は、こうした現象発見のための原点となった。このような現象は、超新星とスペクトル型が似ていることから、擬似的超新星 (Supernova impostor) と名づけられている。 なお、現在のりゅうこつ座η星は約5.5年の周期で小規模な増光を繰り返している。また、この星はX線源でもあり、増光に合わせてX線も増加するが、そのピーク付近で急減する。この現象について、ブラジルの Damineli や Lopes らは以下のように説明している。 100～120M☉の主星を30～60M☉の伴星が離心率の高い（近点では伴星が主星の外層部に入り込むほどの）楕円軌道を描いて、約5.5年の周期で公転している。両者は共に激しく恒星風を噴き出しており、近点のあたりでは恒星風同士が衝突して、その衝撃波面でX線が発生する。しかし太陽系から見て伴星（および衝撃波面）が主星に掩蔽された状態になるとX線は急減する。