質問: 爆発型、脈動、回転、激変、食、X線の6種類に分類される、夜空に輝く星のなかでも明るさが変化するものを何という?
回答: 変光星

タイトル: 惑星状星雲
惑星状星雲(わくせいじょうせいうん、planetary nebula)は、超新星にならずに一生を終える恒星が赤色巨星となった際に放出したガスが、中心の星の放出する紫外線に照らされて輝いているものである。惑星状星雲の名は、望遠鏡で観測したときに緑がかった惑星のように見えるところから、ウィリアム・ハーシェルによって名付けられた。中心の星は恒星の進化において白色矮星になる前の段階の「惑星状星雲中心星」と呼ばれる。 惑星状星雲のスペクトルは、主に電離ガスから放たれる輝線スペクトルであり、散光星雲にも見られる水素、ヘリウムのバルマー系列(可視域においては)再結合輝線や衝突励起輝線を持つ。これは、電離窒素や電離酸素の確率の低い電子遷移に対応する輝線(禁制線)である。惑星状星雲のガスは極めて希薄であり、原子間の衝突がめったに起こらないために、励起状態の失活が起こらずこれらの輝線が観測できる。

タイトル: II型超新星
II型超新星のスペクトルを調べると、通常はバルマー系列が見られる。これらの吸収線の存在は、I型超新星と見分けるのに用いられる。II型超新星の光度を時間に対してプロットすると、ピークまで上昇した後、光度は減少する。光度の平均の減少率は、Ia型よりも若干小さく、1日当たり0.008等級である。II型超新星は、光度曲線の形によって、更に2つの型に分類できる。II-L型超新星の光度曲線はピーク後一律に減少するのに対し、II-P型超新星の光度曲線は減少期間中に光度の減少速度が遅くなる時期を持つ。正味の光度減少速度は小さく、II-P型では1日当たり0.0075等級、II-L型では1日当たり0.012等級である。光度曲線の形の違いは、II-L型の場合は、元の恒星の水素の外層がほとんどないことに起因していると考えられている。また、II-P型の平らな部分は、外層の不透明度の変化のためである。

タイトル: Be星
Be星(びーいーせい、Be star)(B型輝線星、Be型星)は、スペクトル中に顕著な水素の輝線を持つB型主系列星である。スペクトル型Bとスペクトル中の輝線(emission line)の頭文字eをとって、Be星と名付けられた。他の原子のイオンによる輝線も同時に存在することがあるが、通常、非常に弱い。他の観測上の特徴として、直線偏光や赤外超過と呼ばれる通常のB型主系列星よりもかなり強い赤外線の放射がある。ただし、Be星の特徴は一時的なもののため、Be星のスペクトルは通常のB型主系列星と同じように見える時もあり、逆にそれまで通常のB型主系列星であったものがBe星になることもある。Be星のほとんどは主系列段階にあるが、前主系列星や超巨星、原始惑星状星雲のものも確認されている。

タイトル: はくちょう座カイ星
408.05日の周期で3.3等から14.2等まで明るさを変えるが、極大は必ずしも3.3等まで明るくなるとは限らない。平均の極大光度は4.3等~5.1等といったところで、2014年には極大でも7等前後までしか光度が上がらなかった。一方極小も14.2等まで暗くなるとは限らないが、極大ほど大きな変化はなく、平均の極小光度は13.3等~14.1等くらいである。スペクトル型はS6,2e-S10,4eまで変化する。このS型というスペクトル分類は赤色巨星のみに見られる特殊なスペクトル型で、酸化ジルコニウムの吸収線がみられるものである。普通の低温度星のスペクトル分類はK型あるいはM型であり、酸化チタンの吸収線がみられる。また、K型及びM型は赤色矮星・赤色巨星・赤色超巨星と全ての低温度星に見られるのに対し、S型の恒星は赤色矮星や赤色超巨星には存在しない。

タイトル: こいぬ座ベータ星
B型主系列星。太陽の125倍もの速さで自転していることにより、放出された物質が星を円盤状に囲んでいる。その円盤からの放射によりスペクトルに特徴的な輝線が見られるBe星に分類されている。

タイトル: 六等星
六等星(ろくとうせい)

タイトル: 虹
通過する救急車のサイレンや、電車内から聴く踏切の警報など、音源からの距離が連続的に変化することで周波数を圧縮・延伸され、音が歪んで聞こえる現象(ドップラー効果)は日常的に体感することができるが、これらの音波と同じように、相対的に接近し遠ざかってゆく星々から、飛行中の宇宙船に向かって飛んで来る光の波長が圧縮・延伸されることにより色が歪んで見えるため、全体が虹の様に色を帯びて目に映るのではないかと仮説したもの。しかし、仮に全ての恒星などからの光がすべて単一の波長であるならば赤から紫まで明瞭に色が分かれた虹に見えるであろうが、実際には様々な星が様々な波長の光を放出しているため、七色に分かれた一般の虹のように見えることはない。

タイトル: HR 5171
HR 5171の明るさと色は不規則に変化している。HR 5171 Bは明らかに安定しているので、これらの変化はHR 5171 Aの物理的変化、エンベロープの変化、そして2つの恒星の食によるものである。一次食(伴星が主星の手前を通過)および二次食(伴星が主星の背後を通過)での明るさの減光の度合いはそれぞれ0.21等級と0.14等級となっている。光度曲線では、HR 5171 Aが接触連星であるという特性によりほぼ連続的な変化が見られるが、伴星が主星の手前を通過する地点では、極小の時に明確で平らな「底」がある。この光度曲線の変化は、地球からは軌道がほぼ真横からみえており(エッジ・オン)、伴星HR 5171 Abが主星HR 5171 Aaよりも温度が高いことを示している。統計的には、20世紀半ばから2013年までの期間におけるHR 5171系の平均の明るさは6.54等級、変光の平均範囲は0.

タイトル: 天体分光学
銀河の中の明るい星を調べることで、その銀河までの距離を視差や標準光源を使った距離測定法よりも正確に決定できる場合がある。

タイトル: 吸光分光法
吸収によって分子の回転準位が変化する際に生じる吸収線を回転スペクトルと呼ぶ。この吸収線はマイクロ波領域で見られる。類似のものとして、分子の振動準位の遷移の際に生じる吸収線は振動スペクトルと呼ばれ、赤外線領域で見られる。電子吸収線は、原子や分子の電子配置の変化によって生じ、可視光線や紫外線領域で見られる。同じ原子中の電子でも、重原子の内殻電子の励起に際して発生する吸収線はよりエネルギーの高い波長で起こり、X線吸収線と呼ばれる。これらの変化は、複数の遷移が組み合わさることでその結合エネルギーが新たな吸収線として、組み合わさる前のそれぞれの波長とはまた違った波長に表れることもあり、振動と回転が合わさった振動回転スペクトルなどが知られる。吸収線の波長はこれら量子力学的変化によるエネルギー遷移によってまず決定されるが、いくつかの相互作用によってその周波数がさらにシフトすることもある。

タイトル: Iax型超新星
ただし、Iax型に分類される25個の超新星は、いずれも楕円銀河では見つかっていない。楕円銀河には古い恒星が多くあるため、Iax型は若い恒星系において発生する可能性がある。また、恒星を観測すると、外層にヘリウムが観測される。これは、恒星の水素で構成された外層が失われ、ヘリウムがむき出しになっている事を示している。Iax型の発生頻度は、Ia型超新星の3分の1程度は存在する珍しくない天文現象であると推定されているが、明るさがIa型の100分の1であり、観測が難しいため、観測回数が少ないと考えられている。Iax型に分類される超新星は、以下の表に示す通り水素が無く、膨張速度が秒速8000km/s以下、光度曲線が低くかつシャープな事である。

タイトル: 減光
例えば、銀河中心方向では、渦状腕に分布する暗黒星雲やバルジ内の比較的高密度な星間物質によって、可視光での減光が25等級から40等級にも及び、これはその方向からの光子が、100億個から1京個に1個以下の割合でしか届かないことに相当する。これは、いわゆる銀河面吸収帯の影響で、吸収帯の存在により視界が大きく遮られ、その向こうにある銀河系の構造や、系外銀河(例えば、Dwingeloo 1など)は、赤外線や電波でなければ観測できない。銀河面付近では、太陽の近傍でも高銀緯帯より減光が強くなり、統計上は1kpc当たり平均して6つの星間雲を通過し、減光は1.9等級に達すると推定される。銀河系の、紫外線から近赤外線(125nm - 3.5μm)にかけての減光曲線は、係数 R V {\displaystyle R_{V}} 一つでよく決まると考えられていた。

タイトル: 衛星フレア
衛星フレア(Satellite flare)とは、人工衛星のアンテナや太陽電池パネルなどのある程度以上の面積のある平面部分が、太陽の光を地球表面の特定方向に向けて反射するためにおこる、地表の狭い地帯から数秒ほどごく明るい光が見える現象である。イリジウム衛星のそれが顕著である。

タイトル: コスモス・レッドシフト7
その後のハッブル宇宙望遠鏡による観測で、コスモス・レッドシフト7が1つの銀河ではなく、3つの銀河が集まった銀河群であることが明らかになった。この3つの銀河には明るさが大きい順にA、B、Cと名づけられている。この中で、種族IIIの恒星が存在するとされているのはAとBであり、推測ではAだけでも数億個の種族IIIの恒星があると考えられている。Cには種族IIIの恒星は存在しないと考えられている。ただし、Cには種族IIIの恒星の超新星残骸が残っているため、赤味を帯びた銀河とされている。

タイトル: おうし座T型星
このような収縮が約1億年続いた後、おうし座T型星は主系列星になる。典型的なおうし座T型星は1日から12日という早い周期で自転しており、非常に活動的で不規則に変光する。おうし座T型星の表面には面積の大きな黒点が存在することが示唆されており、これが変光の一要因であると考えられている。また強度が強くかつ変動するX線や電波も放射している(その強度は太陽の約1000倍に達する)。おうし座T型星の多くは極めて強力な恒星風を放出している。さらに別の変光の原因として、おうし座T型星はガス円盤に囲まれているものが多く、この円盤に含まれる物質の塊(原始惑星や微惑星)が星の光を遮ることでも変光が起きると考えられている。おうし座T型星のスペクトルを観測すると、太陽や他の主系列星に比べて多量のリチウムが存在していることが分かる。

タイトル: かんむり座T星
通常の視等級は約10で、それは標準的な双眼鏡で観望できる限界に近い明るさである。これまでに2回の爆発が確認されており、1866年5月12日には2.0等、1946年2月9日には3.0等に達している。更に最近の論文によると、1866年の爆発は最高で2.5 ± 0.5等と考えられている。

タイトル: 等級 (天文)
等級には、観測者からの距離に関係した見かけの等級と絶対等級、測定に使われた波長に関係した写真等級や実視等級、全波長の総エネルギー量を反映した放射等級などがある。このうち、見かけの等級と実視等級はいずれも「Vバンド(波長550 nm前後)での見かけの等級」を意味する言葉として用いられることが多いため、同一のものとみなされることがあるが、本来は異なる概念で定義されたものである。天体の明るさは、観測に使われる波長域によって異なる。現在主流の測光システムであるUBVシステムでは、Uバンド(波長350 nm前後)、Bバンド(波長440 nm前後)、Vバンドの等級が主に使われており、それぞれU等級、B等級、V等級と呼ばれる。恒星に対して「~等星」という場合、特に断りがない場合、Vバンドでの見かけの等級で区分されたものである。

タイトル: スペクトル分類
大部分のM型星は赤色矮星であるが、ケフェウス座VV星やアンタレス、ベテルギウスなどの銀河系内で最大級の超巨星の大部分もスペクトル型はM型である。さらに、褐色矮星の中で大きく高温なものも晩期M型であり、通常はM6.5からM9.5の範囲にある。M型星のスペクトルは、酸化物分子によるスペクトル線(可視光線では特にTiO)とすべての中性金属が見られるが、水素の吸収線は通常は見られない。TiOの吸収帯はM型星で強くなり、おおむねM5型の可視光のスペクトルで主要となる。酸化バナジウム (VO) の吸収帯は晩期M型で見られるようになる。

タイトル: いて座V1059星
1899年、フレミングがスペクトル写真乾板を調べる中で発見した。この星は、1897年10月23日以前の写真にはみられなかったが、1898年3月8日には写っていた。発見時の明るさは、当時の測定値で4.7等級とされた。

タイトル: 彗星
ある1本の光度式に常によく当てはまる光度変化をする彗星もあるが、活動の規模が途中で変化すれば当てはまる標準光度や光度係数の値も変化する。しかし、いつどのように活動が変化するかを予測することは非常に難しい。何回か回帰している彗星は、以前の記録を基にある程度予測が可能だが、初出現の彗星についてはほぼ不可能である。また初出現の彗星は、しばらく観測しないとどんな光度式が当てはまるのかも分からない。彗星の光度予想が難しいと言われるのはこのような理由による。

タイトル: 流星
毎年ある決まった時期になると、天球上のある1点から流星が放射状に飛び出してくるように見える事がある。これを流星群と呼ぶ。これは主に彗星が通った後に残された塵の集合体がある空間に、地球が公転運動によって差し掛かる事により発生する現象である。また、流星が飛び出してくる点を放射点、または輻射点と呼ぶ。年間数十個以上の流星群が知られている。流星群に属する流星を群流星と呼ぶ。これに対して、流星群に属さない流星は散在流星と呼ばれる。同じ流星群に属する流星は速度などが同じようになる傾向がある。