II型セファイド
変光星の種類
不安定帯におけるII型セファイド星の位置を示すHR図

II型セファイド変光星は、通常1日から50日の周期で脈動する変光星です。 [1] [2]これらはII種族の恒星であり、古く、通常は金属の少ない低質量の天体です。[1]

他のセファイド変光星と同様に、タイプIIは星の明るさと脈動周期の間に関係性を示し、他のデータがほとんどない場合に距離を確定するための標準光源として役立ちます。 [3] [4]

より明るい、より長周期のII型セファイド変光星は、 NGC 5128とNGC 4258の局部銀河群の外側で検出されている。[5] [6] [7] [8]

分類

R たて座光度曲線 (AAVSO)

歴史的に、II型セファイド変光星はW Virginis変光星と呼ばれていましたが、現在では周期の長さに基づいて3つのサブクラスに分類されています。周期が1日から4日の星はBL Herculisサブクラス、10日から20日の星はW Virginisサブクラスに属します。周期が20日を超え、通常は深い極小期と浅い極小期を交互に繰り返す星は、RV Tauriサブクラスに属します。RV Tauri変光星は通常、深い極小期から深い極小期までの正式な周期、つまり40日以上で分類されます。[1] [2]

これらの型間の区分は必ずしも明確ではなく、合意も得られていません。例えば、BL Her型とW Vir型の境界線は4日から10日の間とされていますが、両者の間に明確な区分はありません。RV Tau型変光星は明確な交互極小期を持たない場合がありますが、W Vir型変光星の中には交互極小期を持つものもあります。しかしながら、それぞれの型は明確に異なる進化段階を表していると考えられています。BL Her型変光星は水平分枝から漸近巨星分枝（AGB）へと移行するヘリウム核燃焼天体であり、W Vir型変光星は青いループ上で水素またはヘリウム殻燃焼を起こしており、RV Tau型変光星は核融合の終焉またはその付近にあるAGB後天体です。

特にRVタウ星は光度曲線に不規則性を示し、最大と最小の明るさの緩やかな変化、周期の変動、変化の少ない間隔、そして時には一時的にカオス状態に陥るなど、不規則性を示します。たて座R星は、最も不規則な光度曲線を持つ星の一つです。

プロパティ

II型セファイド変光星の物理的特性は、ほとんど分かっていません。例えば、太陽の質量に近いかそれ以下であると予想されていますが、信頼できる質量が判明している例はほとんどありません。[9]

周期と光度の関係

II型セファイド変光星は、一定の周期で古典型セファイド変光星よりも約1.6等級暗い。 [10]セファイド変光星は、銀河中心、球状星団、銀河までの距離を推定するために使用される。[5] [11] [12] [13] [14] [15] [16]

例

II型セファイド変光星はI型変光星ほど知られておらず、肉眼で観測できる例もわずか数例しかありません。このリストでは、RVタウリ変光星の周期は連続する極小期の間隔であり、他のサブタイプの周期の2倍です。

指定

（名前）

星座 見かけの最大等級(m v ) 最小見かけの等級(m v ) 大きさの範囲 期間 スペクトル

クラス

サブタイプ コメント
RU キバナフシ キバナフジツボ 8.1 9.79 1.61 22 日 C0,1-C3,2e(K0-R0) W Vir 炭素が豊富[17]
カッパ・パヴォニス パヴォ 3.91 4.78 0.87 9.09423 日 F5-G5I-II W Vir 最も優秀なメンバー
R スクティ 盾板 4.2 8.6 4.4 146.5 日 G0Iae-K2p(M3)Ibe RV タウ 最も優秀なメンバー
RVタウリ おうし座 9.5 13.5 4.0 78.5 日 G2eIa-M2Ia RV タウ プロトタイプ
RT 南の三角座 南の三角座 9.43 10.18 0.35 1.9461124 日 F8:(R)-G2I-II BL彼女 炭素が豊富[18]
AL バージニス 乙女座 9.10 9.92 0.82 10.3065 日 F0～F8 W Vir
W Virginis 乙女座 9.46 10.75 0.87 17.2736 日 F0Ib-G0Ib W Vir プロトタイプ
AFクラテリス[19] クレーター（星座） 10.87 11時47分 0.6 31.16日 F5 私 RV タウ 極めて金属が乏しい、[Fe/H] = -2.7 [19]

参考文献

  1. ^ abc Wallerstein, George (2002). 「種族IIのセファイド星と関連星」.太平洋天文学会刊行物. 114 (797): 689– 699. Bibcode :2002PASP..114..689W. doi :10.1086/341698.
  2. ^ ab ソシンスキ、I.;ウダルスキー、A.ミネソタ州シマンスキー;クビアク、M.ピエトジンスキー、G.ヴィルジコフスキ、Ł.;シェブチック、O.ウラチク、Ｋ．ポレスキ、R. (2008)。 「光重力レンズ実験。変光星のOGLE-IIIカタログ。II.大マゼラン雲のII型セファイドと異常セファイド」。アクタアストロノミカ。58 : 293.arXiv : 0811.3636。Bibcode :2008AcA....58..293S。
  3. ^ ウダルスキー、A.;ソジンスキー、I.シマンスキー、M.クビアク、M.ピエトジンスキー、G.ウォズニアック、P.ゼブラン、K. (1999)。 「光重力レンズ実験。マゼラン雲中のセファイド。IV. 大マゼラン雲からのセファイドのカタログ」。アクタアストロノミカ。49 : 223–317。arXiv : astro- ph / 9908317 。Bibcode :1999AcA....49..223U。
  4. ^ Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, M.K; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2008). 「光学重力レンズ実験．OGLE-III変光星カタログ．I. 大マゼラン雲の古典的セファイド星」. Acta Astronomica . 58 : 163. arXiv : 0808.2210 . Bibcode :2008AcA....58..163S.
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  6. ^ Macri, LM; Stanek, KZ; Bersier, D.; Greenhill, LJ; Reid, MJ (2006). 「メーザーホスト銀河NGC 4258への新たなセフェイド距離とハッブル定数への示唆」.アストロフィジカルジャーナル. 652 (2): 1133– 1149. arXiv : astro-ph/0608211 . Bibcode :2006ApJ...652.1133M. doi :10.1086/508530.
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  • OGLE変光星光度曲線アトラス – II型セファイド変光星
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