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: 変光星
恒星の外層や大気の爆発によって変光する星で、変光に規則性が見られない。星の表層が周期的に膨張・収縮することにより、変光する星。回転変光星 (rotating variable)は、星の表面の明るさの分布が一様でないとき、星の自転に伴って明るさが変化して見える星。りょうけん座α型(ACV)、りゅう座BY型(BY)、楕円体状変光星 (ellipsoidal variable) (ELL)、かみのけ座FK型(FKCOM)、パルサー(PSR)、連星で反射(R)、おひつじ座SX型(SXARI)の7種類に細分類される。回転変光星の変光範囲は小さいものが多いので、眼視観測には適さない。突発的に増光する星で、新星(N)、新星状変光星(NL)、超新星(SN)、矮新星(UG)、アンドロメダ座Z型(ZAND)に細分類される。

タイトル: 変光星
恒星の一生を終えるときに引き起こす大爆発により発生するSN型を除けば、白色矮星と赤色星が回りあっている近接連星系で起きる爆発的な増光であるといえる。また、SN型でもIa型の超新星は近接連星系で起こる。複数の星が引力を及ぼし合って、共通重心を回っている天体を連星というが、連星の軌道面が地球と連星を結んだ直線を含む平面上に存在する場合、星が隠れたり表れたりすることで見かけ上の光度が変わり、変光星として観測される。これが食変光星である。X線変光星は、X線源のうちX線の強さが変化するもの。眼視観測・写真観測・光電測光にかかわらず可視光での観測には適さない。2013年、スイス・ジュネーブ天文台の天文チームは、ケンタウルス座にある散開星団NGC 3766にある36個の恒星が、2時間から20時間の間隔で、光度にして0.1%という僅かな明るさの変化を確認したと発表した。

タイトル: 爆発型変光星
爆発型変光星(ばくはつがたへんこうせい)(eruptive variable)とは、変光星の一種。恒星の外層や大気の爆発によって変光する星で、規則性が見られない。

タイトル: 脈動変光星
脈動変光星(みゃくどうへんこうせい、pulsating variable)は、膨張と収縮を繰り返すことにより、または星の形状が変化すること(非動径脈動)により明るさが変化する変光星のこと。変光星総合カタログ (GCVS) では、その変光周期及び規則性により以下のように分類している。

タイトル: 変光星
変光星(へんこうせい、Variable star)は、天体の一種で、明るさ(等級)が変化するもののことである。大まかに爆発型変光星、脈動変光星、回転変光星、激変星、食変光星(食連星)、X線変光星の6種類に分類される。

タイトル: M56 (天体)
双眼鏡や口径5cmの望遠鏡ではっきりとまるく星雲状に見える。口径10cmの望遠鏡では周辺の星がほんのわずか見え始める。口径15から20cmで、周辺部の星が分離できるが中心部は難しい。口径30cmでは構造がはっきりしてくるが、全部の星を分離して見ることはできない。全部の星を分離するためには口径40cm程度の望遠鏡が必要である。

タイトル: 蜃気楼
また、日本で不知火(夜の海に多くの光がゆらめいて見える現象。九州の八代海、有明海などで見られる)と呼ばれるものも、このタイプの蜃気楼に属すると言われている。

タイトル: アステリズム
アステリズム (asterism) 、あるいは星群(せいぐん)とは、天球上で複数の恒星を連ねて象った天文集合体およびその口語定義である。星座同様、趣味の天体観測の対象や、簡易的な時刻や方角・天球位置の把握手段として有史以来親しまれてきたものも存在する。

タイトル: おうし座T星
おうし座T星は、年齢がせいぜい数百万年の非常に若い天体で、主系列段階に進化する前の恒星、即ち前主系列星と考えられる。地球からの距離は、およそ480光年である。おうし座T星の明るさは、発見されてから1910年代半ばまでは、10等級から14等級の間で大きく変動していた。変光はとても不規則で、周期性は見当たらない。速い時には、数週間で3等級程明るさが変化した。1917年以降は、10等前後で安定している。しかし、ほぼ一定の光度を保っているとはいえ、その中で1等級以下の変光はみられる。その弱い変光には幾つかの時間尺度が存在し、長いものは年単位、短いものだと日単位で変化し、こちらも明確な周期性は示さない。変光が不規則で、共通する特徴に乏しいため、おうし座T型星を考える上ではスペクトルが重要である。その特徴は、早期型のスペクトル型ではなく、水素、カルシウム、鉄といった元素の輝線がとても明るいことにある。

タイトル: Ia型超新星
この爆発寸前の段階のいくつかの点で、炭素燃焼過程のエネルギーによる爆発前面が生まれる。点火の詳細はまだ分かっていない。その直後に酸素燃焼過程が開始するが、酸素は炭素ほど完全には消費されない。核融合が始まると、白色矮星の温度は上昇し始める。熱圧力によって支えられる主系列星は拡張し、熱エネルギーの増加と釣り合って、冷える。しかし、縮退圧は温度に依存しないため、白色矮星は燃焼過程を制御することができず、暴走核融合反応が起こりやすくなる。炎は、レイリー・テイラー不安定性や乱流との相互作用によって加速する。この炎が、準音速爆発から超音速爆発にまでなるか否かについては議論がある。核燃焼の正確な詳細は別として、白色矮星の炭素と酸素のかなりの部分は数秒のうちにさらに重い元素に融合し、内部温度は数十億度に上昇するということは、広く受け入れられている。

タイトル: 特異星
化学特異星は、水素を燃料とする高温の主系列星で見られる。これらの高温の特異星は、スペクトルに基づき、A型金属線星 (Am, CP1) 、A型特異星 (CP2) 、水銀・マンガン星 (HgMn, CP3) 、弱ヘリウム星 (He-weak, CP4) の4種類に分類することができる。また、スペクトル型がG以降の低温の星で特異なスペクトルを示す種類もあるが、このような恒星は多くの場合主系列星ではなく、通常「特異星」とは呼ばれない。低温の特異星の多くは核融合生成物が恒星の核から表面まで混合された結果である。これには、炭素星やS型星のほとんどが含まれる。他のものは連星系からの質量転移の結果であり、バリウム星やS型星の一部が例として挙げられる。

タイトル: 周縁減光
周縁減光(しゅうえんげんこう、limb darkening)は、太陽などの恒星表面が中心から周縁に向かうにつれて色が赤味を帯びて暗く見えるようになる現象。「周辺減光」と呼ばれることもあるが、カメラなどで周辺光量が減少して暗くなる現象と混同しやすいため避けたほうがよいとされる。主に中心から距離が離れれば離れるほど恒星のガスの密度が減少すること、光球の温度が中心部分に比べ外縁部では減少することの二つの効果によるもので、太陽をはじめとする恒星にみられる。周縁減光の程度は観測する光の振動数に依存し、特にスペクトル線毎に異なっている。中心部よりも周縁の方が明るく見える場合もあり、この現象は limb brightening と呼ばれる。周縁減光と limb brightening を総称して center-to-limb variation と呼ぶ。

タイトル: 木星の大気
嵐はジェットそのものよりも若干速い170m/sもの速度で移動し、大気深層での強い風の存在を示唆した。バンドやゾーンの通常のパターンは一次的に乱されることがある。顕著な1例は、南熱帯ゾーンの長期間に及ぶ暗化であり、「南熱帯擾乱(STD)」と呼ばれる。記録に残る最も長く続いたSTDは、1901年から1939年まで続いたもので、1901年2月28日にパーシー・モールズワースが初めて観測した。この時には、通常は明るい南熱帯ゾーンの一部が暗くなった。この時以降、南熱帯ゾーンの同様の擾乱が何度か記録されている。木星の大気の最も謎の多い特徴の1つがホットスポットである。ホットスポットの中では、雲が比較的少なく、熱が吸収を受けずに深層から逃げ出すことができる。約5μmの波長で撮影した赤外線画像では、明るいスポットとして見える。

タイトル: M24 (天体)
昔から「スタークラウド」と呼ばれ、いろいろな観測者が記録を残している。肉眼でも見えるすばらしい光の塊である。双眼鏡でもすばらしい光の塊が見え、小口径でも面白い対象である。ただ、双眼鏡ではスタークラウドしか見えない。口径20cmになると視野一杯に微星がまるで洪水のように充満している姿を見ることができる。NGC 6603はスタークラウド内部の赤い星のすぐ北にある。NGC 6603を見るためには口径8cmの望遠鏡が必要であるが、口径6cmでは星雲状にしか見えない。分離して見るためには口径15cmの望遠鏡を必要とする。また周囲をよく見ると、暗黒帯がいくつも広がっている部分も確認することができる。

タイトル: 赤色巨星分枝
外観上、TRGBの絶対等級は約-3等で、有効温度は太陽と同じ金属量の星で約3,000 K、低金属星で4,000 K近くとなる。金属量にも影響されるが、TRGBの光度は2000 - 2500 L☉(太陽光度)とされる。2010年代現在の研究では、赤外線波長での等級がより一般的に使われている。縮退した中心核は「ヘリウムフラッシュ」と呼ばれる現象で爆発的な核融合反応を始めるが、外部にはその兆候はほとんど見られない。ヘリウムフラッシュのエネルギーは中心核の縮退を解除するために消費される。これにより、星全体の光度は低下、有効温度は上昇し、次の進化のステージである水平分枝へと移行していく。縮退したヘリウム中心核は、恒星全体の質量に関係なくどれもほぼ同じ質量なので、水平分枝上の恒星の光度はどれも同じである。

タイトル: スペクトル分類
これらの恒星はWN10やWN11とされる場合もあるが、この分類は他のウォルフ・ライエ星との進化の違いが分かってくるに連れて好まれなくなった。最近のより希少な恒星の発見により slash stars の範囲は O2-3.5If/WN5-7 にまで拡張された。これらは元々の slash stars よりもさらに高温なものである。強い磁場を持つO型星が示すスペクトルに対しての分類も存在する。このような恒星に与えられるスペクトル型は "Of?p" である。新しいスペクトル型である L、T、Y は、低温の天体の赤外線スペクトルを分類するために作られたものである。これらのスペクトル型は、可視光線では非常に暗い赤色矮星と褐色矮星を含む。エネルギーが重力収縮のみによっている褐色矮星は時間の経過とともに冷えていくため、晩期のスペクトル型へと進化していく。

タイトル: 見かけの等級
等級は逆対数スケールで表される。すなわち、その天体が明るいほど、その等級の数値は小さくなる。たとえば、+2.0等星と+3.0等星とでは、より数値の小さい前者のほうが明るく見える。非常に明るく見える天体は、見かけの等級の値が負となっている。例えば、金星の見かけの等級は−4.2等、シリウスの見かけの等級は−1.46等である。暗い夜に肉眼で見える最も暗い星の見かけの等級は+6.5等くらいとされるが、これは視力や高度、大気の状態によって異なる。既知の天体の見かけの等級は、太陽の−26.7等から、ハッブル宇宙望遠鏡の画像内の天体の+30等までの範囲に及ぶ。ある天体が別の天体より5等級「高い」と測定された場合、それは100倍「暗い」ことを意味する。2つの天体の等級の差1.0がであれば、明るさの比は√100(100の5乗根)、約2.512に相当する。例えば、2.0等星は3.0等星よりも約2.

タイトル: 炭素爆発
炭素爆発(たんそばくはつ、英語ではCarbon detonation)は、Ia型超新星爆発を起こす死んだ白色矮星が、再点火して激しく熱核融合反応を起こす現象である。連星系を構成する伴星が、大量の物質を転移できるほど白色矮星に十分近く、伴星の進化の最終段階で自身が追い出されるような時に起こる。伴星が白色矮星に十分な物質を供給すると、白色矮星の内圧と温度は、核にある未融合の炭素が融合できるほどに高くなる。炭素爆発は、降着した物質が白色矮星の質量を、おおよそ太陽質量の1.4倍のチャンドラセカール限界近くまで押し上げる際に起こる。コンピュータシミュレーションによって、核融合の前線は乱れ、レイリー・テイラー不安定性を示す泡状に広がることが示されている。不安定な融合の前線の乱れはぼろぼろになり、ぼろぼろになった表面は急速に燃焼する。この急速な燃焼は、矮星の表面を爆発させ、Ia型超新星として観測される。

タイトル: M93 (天体)
双眼鏡ではやや明るい星が小さな三角形を作っているのが見える。彗星の核のように見え密集度が高い星団であることが分かる。口径10cmの望遠鏡では20個ばかりの星が見えてくる。様々な色の星が見え、西の方に2個の橙色の星が見える。マラスは口径10cmで見て「ぎっしりと詰まった宝石」と表現している。口径20cmの望遠鏡では微星が見えてきてすばらしい眺めになる。小口径から大口径まで楽しめる対象であるが、日本からは南に低いため、見え方が気象条件に左右されやすい天体でもある。

タイトル: 光蒸発
蒸発するガス状グロビュール (英: Evaporating gaseous globules, EGGs) はわし星雲で初めて発見された。これらの小さい彗星のような形状のグロビュールは近傍の星団中の恒星による光蒸発を起こしている。EGGs は星形成がまさに進行している場所である。

タイトル: ジャコビニ流星群
ジャコビニ・ツィナー彗星から、その軌道に沿って前後に最大20m/sで放出される流星物質が、肉眼で見える群流星の素になっているとされ、それに基づく出現予想もされている。年により出現に大きな変化があり、ペルセウス座流星群やふたご座流星群のように、毎年必ず見られるわけではない。

タイトル: HD 5980
1990年頃まで、食以外の目ぼしい変光は記録されていなかったので、主星Aと伴星Bはウォルフ・ライエ星同士の連星であると考えられていた。星系の合成等級は11.7で、主星Aが最も明るい。しかし、1993年11月にはスペクトルが変化、晩期型のウォルフ・ライエ星(WN6型)に移行し、視等級が10.9へと増光、スペクトル中の吸収線が見えなくなった。増光は、1993年末まで数週間続き、最も明るい時には10.0等に達し、スペクトル型はWN8となった。その後は、急激に暗くなって10.8等級まで減光した。翌1994年の6月に再び増光し、スペクトルも低温側へ移行、その年の9月には8.6等級を記録したが、この最大光度の瞬間にはスペクトルが記録されておらず、直後の観測ではWN11であった。11月になると、スペクトル型は青色超巨星を示すB1.

タイトル: II型超新星
外層の水素をイオン化し、結果として不透明度が大幅に上昇する。これにより、爆発の内部からの光子が外に逃げるのが妨げられる。水素が再結合できる温度まで冷えると、外層は再び透明になる。

タイトル: SN 2011dh
SN 2011dhは、視等級が最大で12.0等級まで明るくなった超新星である。これは2011年中に出現した超新星の中では最も明るい。絶対等級は-17.3等級となる。地球から比較的近い位置にあるため、後述するとおり恒星の進化を考えるための研究の対象となった。詳しい光度変化の計測のために、5月30日から6月1日にかけてのM51の写真を一般に募集したことがある。

タイトル: 大彗星
ある彗星が大彗星かどうかを決める公式な定義はない。そのため、大彗星という言葉は、どうしても主観的にならざるを得ない。しかし、その彗星を積極的に探しているわけではなく、空をたまたま見ただけの人でも気付くほど明るくなり、天文学のコミュニティ以外の人にもよく知られるようになった彗星は、大彗星と言える。また、明るさが0等級を上回るような彗星も、大彗星と呼ばれるようになるだろう。

タイトル: アソシエーション (天文学)
アンバルツミャンは当初、構成する星の特性に基づいてOB型とT型の2種類にアソシエーションを分類した。3つ目のグループ、反射星雲を照らし出すタイプのR型は、後にカナダの天文学者シドニー・バンデンバーグによって提唱された。OB型、T型、R型のそれぞれのアソシエーションは、若い星の分類が連続しているようであるが、それが進化の系列を示しているのか、それとも他の要因が働いているのか、現在のところ不明である。 いくつかのグループはOB型とT型の両方の特性を示しており、分類は必ずしも明確ではない。若いアソシエーションはO及びBのスペクトル型を持つ10~100個の大質量星を含んでおり、これらはOB型アソシエーションとして知られる。さらに、これらのアソシエーションは数百から数千の低質量星、中間質量星も含んでいる。アソシエーションに属する星は巨大分子雲の中の同じ狭い領域で形成されたと考えられている。

タイトル: 表面輝度
一般に、天体の視等級はその天体全体について積分された値である。例えば、ある銀河が12.5等級であると言う場合、その銀河から届く光の総量が12.5等級の恒星と等しいということを意味している。しかし、恒星は見かけの大きさが非常に小さく、ほとんどの観測において実質的に点光源と見なすことができるのに対して、銀河は通常、数秒角あるいは数分角の広がりを持っている。そのため、銀河を見るのは星を見るよりも難しい。このような場合、天体の表面輝度を見積もることでその天体がどのくらい見やすいかが分かる。

タイトル: さいだん座の恒星の一覧
さいだん座の恒星の一覧(さいだんざのこうせいのいちらん)は、さいだん座の恒星を明るさの順に並べたものである。

タイトル: おとめ座OX星
75等の間で変化し、変光周期は20日程度と見積もられている。