アルゴル型変光星

アルゴル型変光星についての詳細

アルゴル型変光星は、変光星の一つであり、特に食変光星のカテゴリーに属しています。これらの星は、互いに非常に近接した連星系として存在しており、それぞれの軌道が地球の視点から同じ平面に位置しています。このため、冷たい恒星が熱い恒星の前を通過すると、後者から放たれる光が遮られ、地球から見たときにその光度が一時的に減少します。この現象は、連星の光度が最も低下する瞬間をもたらします。さらに、熱い恒星が冷たい恒星の前を横切る際には、光度は2番目に低い状態になります。

この二つの状態間の周期は、各星の公転周期によって決まっており、その特徴は非常に規則的です。多くの場合、これらの恒星は互いに非常に近いため、公転周期は数日から数十日にわたります。例えば、おとめ座に存在するHW星は、最も短い周期を持ち、その周期は0.1167日（約2.48時間）です。逆に、TYC 2505-672-1では知られている最長の周期である69.1年が観測されています。以前は、ぎょしゃ座のε星が27年という周期を持つ最長のアルゴル型変光星とされていましたが、最新の観測により、この星は実際には伴星によって光が隠されることが判明しました。

アルゴル型変光星の光度変化は、通常は1等級のスケールで起こりますが、最も顕著な光度変化はわし座のV342星において観測され、3.4等級の変化が確認されています。アルゴル型変光星の恒星のスペクトル型については特に制約はないものの、一般的には明るい星がB、A、F、G型に分類されることが多いです。

このようなアルゴル型変光星に似た変光星としては、こと座のβ型変光星やおおぐま座のW型変光星があります。これらの星はアルゴル型変光星よりもさらに接近しているため、食の時以外でも光度が安定せず連続的に変動する点が異なります。

歴史的には、このアルゴル型変光星のプロトタイプであるアルゴル星が、1667年にジェミニアーノ・モンタナリによって変光を初めて記録されました。その変光のメカニズムについての正しい説明は、1782年にジョン・グッドリックによってなされたと言われています。これにより、アルゴル型変光星についての理解が深まり、現在では数千個のアルゴル型変光星が確認されています。最新の変光星カタログには、3554個のアルゴル型変光星が収録されており、これは全ての変光星の約9%にあたります。

このように、アルゴル型変光星は天文学において興味深い研究対象となっており、その規則的な光度変化は、恒星の構造や性質を探る手がかりとなっています。

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