アルゴル変数
アルゴル変光星、またはアルゴル型連星は、このクラスの原型であるペルセウス座β星（ペルセウス座β星、アルゴル）に類似した食連 星の一種です。アルゴル連星は、両方の星がほぼ球形であるため、食の開始と終了のタイミングが明確に定義されている系です。主星は通常、ロッシュ・ローブのかなり内側にある主系列星です。伴星も主系列星である場合があり、分離連星と呼ばれます。または、ロッシュ・ローブを埋め尽くす進化した星である場合があり、半分離連星と呼ばれます。[1]
低温の成分が高温の成分の前を通過すると、高温の成分の光の一部が遮られ、地球から見た連星全体の明るさが一時的に減少します。これが連星の主極小期です。高温の成分が低温の成分の前を通過すると、全体の明るさは減少しますが、その程度は比較的小さくなります。これが副極小期です。[2]
周期、つまり2つの主要な極小値の間の時間間隔は、中程度の期間（数か月から数年）にわたって非常に規則的であり、連星の公転周期、つまり2つの構成要素が互いの周りを1周するのにかかる時間によって決まります。ほとんどのアルゴル変光星は非常に近い連星であるため、周期は短く、通常は数日です。知られている最短周期は0.1167日（約2時間48分、おとめ座HW星）です。最長周期は9892日（27年、ぎょしゃ座イプシロン星）です。長期間にわたって、さまざまな効果によって周期が変化する可能性があります。一部のアルゴル連星では、変光星の近接した構成要素間での質量移動によって周期が単調に増加することがあります。ペアの一方の構成要素が磁気的に活発な場合、アップルゲート機構によって∆P/P ≈ 10 −5程度の周期の繰り返し変化が発生する可能性があります。磁気ブレーキや、非常に離心率の高い軌道にある第3の構成要素の星の影響によって、周期が大きく変化することもあります。[3]
アルゴル連星系の構成星は球形、またはわずかに楕円形をしています。これは、いわゆること座β変光星やおおぐま座W変光星と区別するものです。これらの変光星では、2つの構成星が非常に近いため、重力の影響によって両方の星に深刻な変形が生じます。
一般的に、明るさの変化の振幅は1等級程度で、最大の変化は3.4等級（わし座V342）です。構成星はどのスペクトル型でもかまいませんが、ほとんどの場合、明るい方の成分はB、A、F、またはG型であることが分かっています。
このタイプの変光星の原型であるアルゴル（バイエル名ペルセウス座β星）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ました。変光するメカニズムは、1782年にジョン・グッドリックによって初めて正しく説明されました
現在、数千ものアルゴル連星が知られています。最新版の変光星総合カタログ（2003年）には、3,554個（全変光星の9%）が掲載されています。
| 名称 | 星座 | 発見 | 見かけの等級（最大） [注 1] | 見かけの等級（最小） [注 2] | 等級の範囲 | 周期 | 亜型 | スペクトル型 （食成分） | コメント |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| おうし座ε星 | ぎょしゃ座 | JHフリッチュ、1821年 | 2 m 0.92 | 3 m 0.83 | 0.91 | 27.08年 | GS | F0 Iab + ~ B5V | |
| U Cep | ケフェウス座 | 6 m 0.75 | 9 m 0.24 | 2.49 | 2. 49305 日 | ||||
| R CMa | おおいぬ座 | 5 m 0.70 | 6 m 0.34 | 0.64 | 1.13594 日 | SD | 三重星系 | ||
| S Cnc | 蟹座 | Hind , 1848 | 8 m 0.29 | 10 m 0.25 | 1.96 | 9.48455 日 | DS | ||
| αCrB（アルフェッカまたはジェンマ） | かんむり座U星 | 2m 0.21（B） | 2m 0.32（B） | 0.11 | 17 .35991 日 | DM | A0V + G5V | ||
| UCrB | かんむり座U星 | 7m 0.66 | 8m 0.79 | 1.13 | 3. 日 | SD | |||
| u Her（68 Her） | ヘラクレス座 | 4m 0.69 | 5m 0.37 | 0.68 | 2.05103 日 | SD | |||
| VW ヒドラ | うみへび座 | 10m 0.5 | 14m 0.1 | 3.6 | . 69642日 | SD | |||
| δ Ori（ミンタカ） | オリオン座 | ジョンハーシェル、1834年 | 2m 0.14 | 2m 0.26 | 0.12 | 5.73248 d | DM | O9.5 II + B0.5III | |
| VV オリ | オリオン座 | 5 m 0.31 | 5 m 0.66 | 0.35 | 1.48538 日 | KE | |||
| β ペル (アルゴル) | ペルシウス座 | ジェミニアーノ・モンタナリ、1669年 | 2 m 0.12 | 3 m 0.39 | 1.27 | 2.86730 日 | SD | B8V + K0IV | プロトタイプ、三連星系 |
| ζ フェニックス | フェニックス | 3 m 0.91 | 4 m 0.42 | 0.51 | 1.66977 日 | DM | B6 V + B9 V | おそらく四連星系 | |
| U Sge | おうし座λ星 | 6 m 0.45 | 9 m 0.28 | 2.83 | 3.38062 日 | SD | |||
| λ タウ | おうし座 | バクセンデル、1848年 | 3 m 0.37 | 3 m 0.91 | 0.54 | 3.95295 日 | DM | B3 V + A4 IV | 三重星系 |
| δ Vel | Vela | オテロ、フィーゼラー、2000 | 1 m 0.96 | 2 m 0.39 | 0.43 | 45.15 日 | DM | A2 IV + A4 V | 三連星、おそらく五連星系 |
| しし座BL星 | Leo | マイヤー、エルンスト＝ヨアヒム、1933 | 5 m 0.66 | 5 m 0.75 | 0.09 | 2.445 日 | DM | A2V | 三重星系 |
| BL Tel | 変光星総合カタログ | Luyten , 1935 | 7 m 0.09 | 8 m 0.08 | 0.99 | 778 日 | GS | F4Ib+M | 1つの成分は変化する可能性がある |
- ^ （視等級、 (B) （=青）または(p) （=写真）とマークされていない限り）
- ^ （視等級、 (B) （=青）または(p) （=写真）とマークされていない限り）
- DM = 分離した主系列系。両方の成分が主系列星であり、どちらも内側のロッシュローブを満たしていません。
- DS = 準巨星を持つ分離系。準巨星は内側の臨界面を満たしていません。
- GS = 巨星と超巨星の成分の一方または両方を持つ系。成分の1つは主系列星である可能性があります
- KE = 早期（OA）スペクトル型の接触系。両方の構成要素の大きさが内部臨界面に近い。
- SD = 半分離系。1つの星がロッシュローブを埋め尽くす。
参考文献
- ^ 「GCVS変光型」。変光星総合カタログ。2022年5月15日閲覧。
- ^ Andronov, IL (2012). 「アルゴル型食連星の光度曲線の現象論的モデリング」。天体物理学。55 ( 4): 536. arXiv : 1208.3655 . Bibcode :2012Ap.....55..536A. doi :10.1007/s10511-012-9259-0. S2CID 119308241
- ^ Applegate, James H. (1992). 「近接連星における軌道周期変調のメカニズム」. Astrophysical Journal, Part 1. 385 : 621–629 . Bibcode : 1992ApJ...385..621A. doi : 10.1086/170967 .
参考文献
- 食連星、D. Bruton (Stephen F. Austin State University)
- OGLE変光星光度曲線アトラス - アルゴル型連星
