ミラ変光星

ミラ変光星の原型であるミラ

ミラ変光星（/ ˈ m aɪ r ə / ; 原型星ミラにちなんで名付けられる）は、非常に赤い色、100日を超える脈動周期、赤外線で1等級以上、可視波長で2.5等級以上の振幅を特徴とする脈動星の一種である。 ^{[ 1 ]}これらは、漸近巨星枝（AGB）にある恒星進化の非常に後期段階にある赤色巨星であり、数百万年以内に 惑星状星雲として外層を放出し、白色矮星になる。

ミラ変光星は、中心核でヘリウムの核融合反応を起こさせるほど質量が大きいものの、太陽の2倍の質量未満である恒星であり^{[ 2 ]} 、すでに初期の質量の約半分を失っている。しかし、非常に大きく膨張した外層を持つため、太陽の数千倍も明るくなることがある。ミラ変光星は、恒星全体が膨張と収縮を繰り返すことで脈動している。これにより温度と半径が変化し、この2つの要因によって光度が変化する。脈動は恒星の質量と半径に依存し、周期と光度（および色）の間には明確な関係がある。 ^{[ 3 ] [ 4 ]} 非常に大きな視覚的振幅は、光度の大きな変化によるものではなく、脈動中に恒星の温度が変化するため、赤外線と可視波長間でのエネルギー出力のシフトによるものである。^{[ 5 ]}

χ Cygniの光度曲線。

ミラ変光星の初期モデルでは、この過程において星は球対称性を維持すると仮定されていました（これは主に物理的な理由ではなく、コンピュータモデリングを簡素化するためです）。最近のミラ変光星の調査では、IOTA望遠鏡を用いて分解できるミラ変光星の75%が球対称ではないことが判明しました^{[ 6 ]。}これは、個々のミラ変光星の過去の画像と一致しており^{[ 7 ] 、 [ 8 ]、[ 9 ]}、スーパーコンピュータを用いてミラ変光星の現実的な3次元モデリングを行う必要性が高まっています^{[ 10 ] 。}

ミラ変光星は、酸素に富むか、炭素に富む。R Leporisのような炭素に富む星は、ドレッジアップにより表面の炭素よりも酸素が過剰になるというAGB星の通常の傾向を無効にする、限られた条件の組み合わせから発生する。^{[ 11 ]} ミラ変光星のような脈動 AGB 星は、交互に水素とヘリウムの殻の中で核融合を起こし、ドレッジアップと呼ばれる周期的な深部対流を生み出す。これらのドレッジアップはヘリウム燃焼殻から炭素を表面に運び、炭素星となる。しかし、約 4  M _☉以上の星では、高温の底部燃焼が起こる。これは、対流領域の下部が、CNO サイクルの核融合が起こるのに十分高温になり、炭素の多くが表面に運ばれる前に破壊される場合である。したがって、より質量の大きい AGB 星は炭素に富むようにはならない。^{[ 12 ]}

ミラ変光星は急速に質量を失っており、その物質はしばしば恒星の周囲に塵の覆いを形成します。場合によっては、天然メーザーの形成に適した条件が整います。^{[ 13 ]}

ミラ変光星のごく一部は、時間の経過とともに周期が変化するようです。数十年から数世紀にわたって、周期は大幅に（最大 3 倍）増加または減少します。これは、ヘリウム殻が外殻の水素殻を再点火する熱パルスによって引き起こされると考えられています。これにより恒星の構造が変化し、周期の変化として現れます。このプロセスはすべてのミラ変光星で発生すると予測されていますが、恒星の漸近巨星枝の寿命（100 万年未満）に対する熱パルスの持続期間が比較的短い（最大で数千年）ため、数千あるミラ型恒星のうち、おそらくR うみへび座で見られるのはごくわずかです。^{[ 14 ]} ほとんどのミラ変光星は、周期ごとにわずかな周期の変化を示しますが、これはおそらく、球対称性からの偏差を含む恒星外層における非線形挙動が原因です。^{[ 15 ] [ 16 ]}

ミラ変光星は、その劇的な明るさの変化から、変光星観測に関心を持つアマチュア天文学者に人気の観測対象です。ミラ変光星の中には、1世紀以上も遡る信頼性の高い観測結果を持つものもあります（ミラ自体もその1つです）。 ^{[ 17 ]}

ミラ型変数の可視化

リスト

以下のリストには、ミラ変光星の代表的なものが含まれています。特に断りのない限り、等級はVバンドにおけるものであり、距離はGaia DR2星カタログに基づいています。^{[ 18 ]}

星	最も明るい等級	最も暗い等級	期間（日数）	距離（パーセク）	参照
ミラ	2.0	10.1	332	92+12 −9[ 19 ]	[1]
キ・シグニ	3.3	14.2	408	180+45 −30	[2]
R ヒドラエ	3.5	10.9	380	224+56 −37	[3]
R カリーナ	3.9	10.5	307	387+81 −57	[4]
R・レオニス	4.4	11.3	310	71+5 −4	[5]
Sカリーナ	4.5	9.9	149	497+22 −20	[6]
カシオペヤ座R	4.7	13.5	430	187+9 −8	[7]
R 時計	4.7	14.3	408	313+40 −32	[8]
オリオン座U星	4.8	13.0	377	216+19 −16	[9]
RR スコーピウス	5.0	12.4	281	277+18 −16	[10]
R セルペンティス	5.2	14.4	356	285+26 −22	[11]
T ケフェイ	5.2	11.3	388	176+13 −12	[12]
R アクアリイ	5.2	12.4	387	320+31 −26	[13]
Rケンタウリ	5.3	11.8	502	385+159 −87[ 19 ]	[14]
RR 射手座	5.4	14	336	386+48 −38	[15]
R トライアングリ	5.4	12.6	267	933+353 −201	[16]
S スカルプトリス	5.5	13.6	367	1078+1137 −366	[17]
R アクイラエ	5.5	12.0	271	238+27 −22	[18]
R・レポリス	5.5	11.7	445	419+15 −14	[19]
W うみへび座	5.6	9.6	390	164+25 −19	[20]
R アンドロメダ	5.8	15.2	409	242+30 −24	[21]
南かんむり座	5.8	14.1	360	431+60 −47	[22]
はくちょう座U	5.9	12.1	463	767+34 −31	[23]
へびつかい座X	5.9	8.6	338	215+15 −13	[24]
RS スコーピウス	6.0	13.0	319	709+306 −164	[25]
RT 射手座	6.0	14.1	306	575+48 −41	[26]
RU 射手座	6.0	13.8	240	1592+1009 −445	[27]
RT シグニ	6.0	13.1	190	888+47 −43	[28]
R ジェミノルム	6.0	14.0	370	1514+1055 −441	[29]
S グルイス	6.0	15.0	402	671+109 −82	[30]
V Monocerotis	6.0	13.9	341	426+50 −41	[31]
R カンクリ	6.1	11.9	357	226+32 −25	[32]
R ヴァージニス	6.1	12.1	146	530+28 −25	[33]
R はくちょう座	6.1	14.4	426	674+47 −41	[34]
R・ブーティス	6.2	13.1	223	702+60 −52	[35]
T・ノーマエ	6.2	13.6	244	1116+168 −129	[36]
R レオニス・ミノリス	6.3	13.2	372	347+653 −137[ 19 ]	[37]
S Virginis	6.3	13.2	375	729+273 −156	[38]
R レティキュリ	6.4	14.2	281	1553+350 −241	[39]
ヘラクレス座S星	6.4	13.8	304	477+27 −24	[40]
ヘラクレス座U	6.4	13.4	404	572+53 −45	[41]
R・オクタンティス	6.4	13.2	407	504+46 −39	[42]
S Pictoris	6.5	14.0	422	574+74 −59	[43]
R Ursae Majoris	6.5	13.7	302	489+54 −44	[44]
R カヌム ヴェナティコルム	6.5	12.9	329	661+65 −54	[45]
R・ノーマエ	6.5	12.8	496	581+10 000 −360[ 19 ]	[46]
T Ursae Majoris	6.6	13.5	257	1337+218 −164	[47]
R アウリガイ	6.7	13.9	458	227+21 −17	[48]
RU ヘラクレス	6.7	14.3	486	511+53 −44	[49]
R ドラコニス	6.7	13.2	246	662+58 −49	[50]
かんむり座V	6.9	12.6	358	843+43 −39	[51]
カシオペヤ座T座	6.9	13.0	445	374+37 −31	[52]
R ペガサス	6.9	13.8	378	353+35 −29	[53]
V カシオペヤ座	6.9	13.4	229	298+15 −14	[54]
T・パヴォニス	7.0	14.4	244	1606+340 −239	[55]
RS ヴァージニス	7.0	14.6	354	616+81 −64	[56]
はくちょう座Z	7.1	14.7	264	654+36 −33	[57]
オリオン座S星	7.2	13.1	434	538+120 −83	[58]
Tドラコニス	7.2	13.5	422	783+48 −43	[59]
UVぎょしゃ座	7.3	10.9	394	1107+83 −72	[60]
鷲座西座	7.3	14.3	490	321+22 −20	[61]
ケフェイ星S	7.4	12.9	487	531+23 −21	[62]
R・フォルナシス	7.5	13.0	386	633+44 −38	[63]
RZ ペガサス	7.6	13.6	437	1117+88 −76	[64]
RT アクイラエ	7.6	14.5	327	352+24 −21	[65]
はくちょう座V座	7.7	13.9	421	458+36 −31	[66]
RR アクイラエ	7.8	14.5	395	318+33 −28	[67]
S ブーティス	7.8	13.8	271	2589+552 −387	[68]
WX Cygni	8.8	13.2	410	1126+86 −75	[69]
Wドラコニス	8.9	15.4	279	6057+4469 −1805	[70]
R・カプリコルニ[ 20 ]	8.9	14.9	343	1407+178 −142	[71]
UX シグニ	9.0	17.0	569	5669+10 000 −2760	[72]
LL ペガサス	9.6キロ	11.6キロ	696	1300年[ 21 ]	[73]
TYカシオペア	10.1	19.0	645	1328+502 −286	[74]
IKタウリ	10.8	16.5	470	285+36 −29	[75]
CWレオニス	11.0 R	14.8 R	640	95+22 −15[ 22 ]	[76]
TXカメロパルダリス	116億	177億	557	333+42 −33	[77]
LP アンドロメダ	15.1	17.3	614	400+68 −51	[78]

参照

• 長周期変数
• 半規則変光星

参考文献

1. Mattei, Janet Akyuz (1997). 「ミラ変光星の紹介」アメリカ変光星観測者協会誌 (Jaavso) . 25 (2): 57– 62. Bibcode : 1997JAVSO..25...57M .
2. Ireland, MJ; Scholz, M.; Tuthill, PG; Wood, PR (2004年12月). 「中程度に質量の異なるM型ミラ変光星の脈動：観測可能な質量効果の探索」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 355 (2): 444– 450. arXiv : astro-ph/0408540 . Bibcode : 2004MNRAS.355..444I . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08336.x . S2CID 12395165 . 
3. Glass, IS; Lloyd Evans, T. (1981). 「大マゼラン雲におけるミラ変光星の周期と光度の関係」Nature . 291 (5813). Macmillan: 303–4 . Bibcode : 1981Natur.291..303G . doi : 10.1038/291303a0 . S2CID 4262929 . 
4. Bedding, Timothy R.; Zijlstra, Albert A. (1998). 「ミラ型および半規則型変光星のヒッパルコス周期-光度関係」. The Astrophysical Journal . 506 (1): L47– L50. arXiv : astro-ph/9808173 . Bibcode : 1998ApJ...506L..47B . doi : 10.1086/311632 . S2CID 14529151 . 
5. Smith, Beverly J.; Leisawitz, David; Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald (2002). 「COBE DIRBEデータによるミラ変光星の赤外線光曲線」. The Astronomical Journal . 123 (2): 948. arXiv : astro-ph/0111151 . Bibcode : 2002AJ....123..948S . doi : 10.1086/338647 . S2CID 16934459 . 
6. Ragland, S.; Traub, WA; Berger, J.-P.; Danchi, WC; Monnier, JD; Willson, LA; Carleton, NP; Lacasse, MG; Millan-Gabet, R.; Pedretti, E.; Schloerb, FP; Cotton, WD; Townes, CH; Brewer, M.; Haguenauer, P.; Kern, P.; Labeye, P.; Malbet, F.; Malin, D.; Pearlman, M.; Perraut, K.; Souccar, K.; Wallace, G. (2006). 「赤外線光学望遠鏡アレイ撮像干渉計による初の地表分解結果：漸近巨星分枝星における非対称性の検出」.アストロフィジカル・ジャーナル. 652 (1): 650– 660. arXiv : astro-ph/0607156 . Bibcode : 2006ApJ...652..650R . doi : 10.1086/507453 . S2CID 30825403 . 
7. カリフォルニア州ハニフ;午前、ゲズ。 PW、ゴーラム。クルカルニ、SR;マシューズ、K。ノイゲバウアー、G. (1992)。「ミラの光球と分子大気の光学開口合成画像」(PDF)。天文雑誌。103 : 1662。ビブコード: 1992AJ....103.1662H。土井：10.1086/116182。
8. カロフスカ、M.ニセンソン、P.パパリオス、C.ボイル、RP (1991)。「ミラの大気の非対称性」。天体物理学ジャーナル。374 : L51. Bibcode : 1991ApJ...374L..51K。土井：10.1086/186069。
9. Tuthill, PG; Haniff, CA; Baldwin, JE (1999). 「長周期変光星の表面画像化」 .王立天文学会月報. 306 (2): 353. Bibcode : 1999MNRAS.306..353T . doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x .
10. Freytag, B.; Höfner, S. (2008). 「AGB星の大気の3次元シミュレーション」 .天文学と天体物理学. 483 (2): 571. Bibcode : 2008A&A...483..571F . doi : 10.1051/0004-6361:20078096 .
11. Feast, Michael W.; Whitelock, Patricia A.; Menzies, John W. (2006). 「炭素に富むミラ変光星：運動学と絶対等級」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 369 (2): 791– 797. arXiv : astro-ph/0603506 . Bibcode : 2006MNRAS.369..791F . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10324.x . S2CID 12805849 . 
12. スタンクリフ, リチャード J.; イザード, ロバート G.; タウト, クリストファー A. (2004). 「低質量星における第三の浚渫：大マゼラン雲炭素星の謎を解く」 .王立天文学会月報. 356 ( 1): L1– L5. arXiv : astro-ph/0410227 . Bibcode : 2005MNRAS.356L...1S . doi : 10.1111/j.1745-3933.2005.08491.x . S2CID 17425157 . 
13. Wittkowski, M.; Boboltz, DA; Ohnaka, K.; Driebe, T.; Scholz, M. (2007). 「ミラ変光星オリオン座S星：4つの時代における光球、分子層、ダストシェル、SiOメーザーシェルの関係」.天文学と天体物理学. 470 (1): 191– 210. arXiv : 0705.4614 . Bibcode : 2007A&A...470..191W . doi : 10.1051/0004-6361:20077168 . S2CID 14200520 . 
14. ザイルストラ、AA;寝具類、TR;マッテイ、JA (2002)。「ミラ変光器Rヒドラエの進化」。王立天文協会の月次通知。334 (3): 498. arXiv : astro-ph/0203328。ビブコード: 2002MNRAS.334..498Z。土井: 10.1046/j.1365-8711.2002.05467.x。S2CID 16663228。 
15. Templeton, MR; Mattei, JA; Willson, LA (2005). 「ミラ変光星の脈動における永年進化」.天文学ジャーナル. 130 (2): 776– 788. arXiv : astro-ph/0504527 . Bibcode : 2005AJ....130..776T . doi : 10.1086/431740 . S2CID 359940 . 
16. Zijlstra, Albert A.; Bedding, Timothy R. (2002). 「ミラ変光星の周期進化」.アメリカ変光星観測者協会誌. 31 (1): 2. Bibcode : 2002JAVSO..31....2Z .
17. Mattei, Janet Akyuz (1997). 「ミラ変光星の紹介」.アメリカ変光星観測者協会誌. 25 (2): 57. Bibcode : 1997JAVSO..25...57M .
18. Gaia Collaboration (2018)、Gaia DR2、VizieR 、 2019年4月20日閲覧。
19. van Leeuwen, F. (2007年11月). 「新しいヒッパルコス還元の検証」.天文学と天体物理学. 474 (2): 653– 664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A&A...474..653V . doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . S2CID 18759600 . 
20. 1848年にヒンドによって発見された。パトリック・ムーアとロビン・リース（2011年）。パトリック・ムーアの天文学データブック（第2版）。ケンブリッジ大学出版局 。323ページ。ISBN 978-1139495226。
21. Lombaert, R.; De Vries, BL; De Koter, A.; Decin, L.; Min, M.; Smolders, K.; Mutschke, H.; Waters, LBFM (2012). 「AGBアウトフローにおける複合粒子の観測的証拠：極限炭素星ペガスス座LL座のMgS」. Astronomy & Astrophysics . 544 : L18. arXiv : 1207.1606 . Bibcode : 2012A&A...544L..18L . doi : 10.1051/0004-6361/201219782 . S2CID 119022145 . 
22. Sozzetti, A.; Smart, RL; Drimmel, R.; Giacobbe, P.; Lattanzi, MG (2017). 「地上天文測定によるCW Leonisの軌道運動の証拠」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 471 (1): L1– L5. arXiv : 1706.04391 . Bibcode : 2017MNRAS.471L...1S . doi : 10.1093/mnrasl/slx082 .

外部リンク

• OGLE変光星光度曲線アトラス - ミラ変光星

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