うしかい座BL星

うしかい座BL星について

うしかい座BL星は、地球からうしかい座の方向に観測される脈動変光星であり、天文学において非常に特異な存在とされています。この星は「うしかい座BL型変光星」あるいは「anomalous Cepheid」と呼ばれるカテゴリに分類され、特にその変光パターンが注目されています。

特徴と位置

この星は、球状星団NGC 5466の一部として考えられており、星団の中心から約4分の位置に存在しています。光度階級においては「V」とされ、主系列星の特徴を示しながらも、実際には主系列星とは異なるとされています。なお、うしかい座BL星は、水平分枝星と同等のサイズや光度を持ちながらも、質量はそれを上回るとされています。

この星は金属量が著しく低い中年期の星であるか、または古い連星の合体によって生成されたと考えられています。うしかい座BL星は、0.821301日という周期で変光し、その振幅は14.43等から15.10等の間で変化します。脈動の主要なモードは、第1陪音モードと見られています。

変光の歴史

1961年、ロシアの天文学者ニコライ・エフィモビッチ・クロチキンによって初めてこの変光が記録され、その際に「BL Boötis」という符号が付けられました。クロチキンは、この星を食変光星として分類しましたが、1971年にT.I. グリズノワによって、脈動変光星のこと座RR型に再分類されました。

さらに1976年、ロバート・ジンがこの星がNGC 5466の一部であると確認し、「V19」という名前を付けました。ジンは、この星がこと座RR型変光星としては異常に青いことにも気が付きました。1982年には、ジンがこの星の質量を約太陽の1.56倍、光度を約278倍と推定したという詳細な観測結果も発表されています。

スペクトルと金属量

うしかい座BL星のスペクトル分析では、K線に基づくA2-3の主系列星と、水素線に基づくA9-F0の主系列星と比較されたことが示されています。この異なる観測結果は、この星が非常に低い金属量を持っているために生じたものと考えられています。具体的には、金属量は太陽の約100分の1に相当するとのことです。

まとめ

うしかい座BL星は、特異な性質を持つ脈動変光星であり、その研究は天文学における重要なテーマの一つです。特に、セファイドとの類似性や、脈動変光星の中での特異な立ち位置を考慮する際に、彼らの変光メカニズムや化学的特性は今後の研究にとっても興味深い課題となるでしょう。

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