アルゴル型変光星

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食変光星の原理を示した動画。下は変光曲線を示す。典型的なアルゴル型変光星では、連星が1公転する間に大きさの異なる2回の減光が発生する。
アルゴルABの動きーCHARA interferometerによる画像を合成して作成された動画(Baron et al., 2012)

アルゴル型変光星(あるごるがたへんこうせい)は、食変光星の分類の1つで、軌道平面地球からの方角と一致している[1]。冷たい一方の星が熱いもう一方の星の前を通過すると、後者からの光が遮蔽され、地球から見た連星の合計の光度が一時的に低下し、最も光度の小さい状態になる。熱い方の星が冷たい方の星の前面を通過する時は、2番目に光度の小さい状態になる。

上記の2つの状態間の周期は非常に規則的で、公転周期によって決まる。ほとんどのアルゴル型変光星は非常に接近した連星で、そのため公転周期は短く、通常は数日である。既知の最も短い周期は、おとめ座HW星英語版の0.1167日(2.48時間)で、既知の最も長い周期は、ぎょしゃ座イプシロン星の9892日(27年)である。

通常、光度の変化は1等級の桁であり、既知の最も大きい光度変化は、わし座V342星の3.4等級である。恒星のスペクトル型に制約はないが、多くの場合は明るい方の恒星はB、A、F、G型である。

アルゴル型変光星に似た変光星としてこと座ベータ型変光星おおぐま座W型変光星がある。これらはアルゴル型よりさらに連星の距離が近く、食外においても連続的に光度が変化する点が異なる。

歴史[編集]

アルゴル型変光星のプロトタイプ星であるアルゴル自体は、1667年にジェミニアーノ・モンタナリによって初めて変光が記録された。変光のメカニズムは、1782年にジョン・グッドリックによって初めて正確に説明された。

現在では、数千個のアルゴル型変光星が知られている。主要変光星カタログの最新版(2003年)には、3,554個が収録されている(変光星全体の9%)。

出典[編集]

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  1. ^ “A consideration of close binary systems in relation to light variation.”. Report of the South African Association for the Advancement of Science 1: 110–111. (1903). 

外部リンク[編集]