質問: 太陽を除くとシリウスに次いで明るい、りゅうこつ座のα星といえば何?
回答: カノープス

タイトル: 恒星
Wikipediaでは、英語版にはバイエル記号を用いた「Table of stars with Bayer designations」という大きな一覧表があり、日本語版には「恒星の一覧」という簡素な記事がある。恒星の見かけの明るさはさまざまである。太陽を除き、もっとも明るく見える恒星はシリウス(おおいぬ座α星)、次いでカノープス(りゅうこつ座α星)である。しかしこのような視認できる明るさは、恒星本来の明るさとは異なり、単位面積の光量は距離の2乗に逆比例して少なくなる。この見かけの明るさは視等級や写真等級で表される。視等級mは、こと座α星が0(ゼロ)等級になる様に定数Cを定め、地球上の単位面積あたりに届く光の強度Iから、で表される。2つの恒星の等級差は、で表され、これをボグソンの式という。見かけの等級は肉眼で見える明るさのものを6つに分割しており、数字が小さくなるほど明るくなる。

タイトル: りゅうこつ座
1等星のα星(カノープス)以外に、β星、ε星、ι星の3つの2等星がある。これら4つの恒星には、国際天文学連合によって正式な固有名が定められている。その他によく知られた恒星として以下のものがある。

タイトル: 歴代の最も明るい恒星の一覧
歴代の最も明るい恒星の一覧(れきだいのもっともあかるいこうせいのいちらん)は、現在より500万年前後に地球から見た最も明るい恒星(太陽は除く)の一覧である。太陽系も目に見える全ての恒星も銀河系に対し異なる軌道を持ち移動している。従って星々の相対的な位置は、時間の経過とともに変化する。比較的近い恒星では、この運動を測定することができる。恒星が地球に近づいたり遠ざかったりする事で視等級は変化する。シリウスは現在、太陽以外の最も明るい恒星だが、それは永遠ではない。カノープスは長い間、最も明るい恒星(太陽以外で)である。一方、他の恒星は太陽系の近くを通過する間の短い期間だけ明るく見えている。

タイトル: かみのけ座ベータ星
かみのけ座β星 (β Comae Berenices / β Com) は、かみのけ座で最も明るい恒星。バイエル符号のβ(ベータ)は、通常はその星座で実視等級が2番目に明るい恒星に与えられるが、この恒星はかみのけ座α星より明るい。この恒星は薄黄色の主系列星である。太陽と似ていて、少し大きく(絶対等級が)明るいだけである。恒星表面の活動サイクルは16.6年(太陽は11年)で、9.6年の第2次活動サイクルもある。 かつては分光連星の可能性が指摘されたが、視線速度測定の精度が向上したことで否定された。この恒星を巡る惑星および原始惑星系円盤は観測されていない。

タイトル: IC 2602
IC 2602(Caldwell 102、Melotte 102)は、りゅうこつ座の散開星団である。南天のプレアデスとしても知られている。1751年南アフリカでニコラ・ルイ・ド・ラカーユによって発見された。地球から479光年離れており、肉眼で見ることができる。この星団全体の視等級は1.9で、おうし座のプレアデス星団の70%の明るさである。星団は約60の星で含んでいる。りゅうこつ座θ星は、星団の中で最も明るい3等星(視等級+2.74)である。星団内の他の星は5等星以下である。プレアデス星団のように、この星団は広がって見えるため(約50分)、大きい双眼鏡や広角の接眼レンズを用いた望遠鏡で観察しやすい。この星団は、散開星団IC 2391と同じ年齢だと推定されている。(lithium depletion boundaryにより5000万歳とされている)。

タイトル: さんかく座アルファ星
黄白色の巨星を主星とする連星系である。近接連星に分類される分光連星で、主星と伴星との距離はわずか0.04auしかない。主星と伴星は共通重心を1.736日で公転しており、余りに速い公転速度によって主星の形は歪んだ楕円体となり、地球から見た形が変化する。この結果、ごくわずかな変光を示す楕円体状変光星となっている。

タイトル: うしかい座の恒星の一覧
うしかい座の恒星の一覧(うしかいざのこうせいのいちらん)は、うしかい座を構成する主な恒星を明るさの順番に並べたものである。

タイトル: シリウス
シリウスBが赤色巨星だったとすれば赤く見える可能性もあるが、わずか数千年でシリウスBが白色矮星になることは、恒星の進化を考えてもあり得ず、他の天文学者からは否定されている。また、この赤い恒星はアークトゥルスを指しているという反論も出されている。また、過去数千年間に赤色巨星化したシリウスBからガスが放出された兆候を示す観測結果は得られておらず、恒星系にそのような変化は無かったとされている。別の説として、まだ発見されていない第3の天体によって赤く見えたのではという説も提唱されている。他にも、実際にシリウスが赤いという訳ではなく単なる比喩表現であるという説もある。また、シリウスが地平線の近くにあると、レイリー散乱と呼ばれる、大気の影響で色が赤、白、青と変化する場合がある。

タイトル: ペガスス座アルファ星
ペガスス座α星は、ペガスス座の恒星で2等星。ペガススの大四辺形を形成する恒星の1つでもある。

タイトル: しし座の恒星の一覧
しし座の恒星の一覧(ししざのこうせいのいちらん)は、しし座を構成する主な恒星を明るさの順番に並べたものである。

タイトル: ポンプ座
4等星が1つある以外は5等星以下の暗い星だけの、目立つところのない星座である。2022年4月現在、国際天文学連合 (IAU) によって1個の恒星に固有名が認証されている。この星座には最初からβ星が設定されていなかった。

タイトル: うしかい座クシー星
1999年までに行われた視線速度の観測では、うしかい座ξ星ABの周りに質量の大きな太陽系外惑星は発見されなかった。これは低質量の惑星や軌道長半径の大きい惑星が存在する可能性を除外するものではないが、仮に1AUの軌道を周回する惑星が存在すればその質量は1.5木星質量以下、5AUなら3木星質量以下と考えられている。また、サブミリ波での観測によると、月質量の2.4倍のダストがうしかい座ξ星の周囲に存在する可能性がある。地球外知的生命体探査 (SETI) の観測対象を決定するために作られた太陽系近傍の居住可能な恒星系の星表 (HabCat) では、うしかい座ξ星は変光を理由としてリストから除かれた。

タイトル: アンドロメダ座ウプシロン星
アンドロメダ座υ星Aはスペクトル型F9VのF型主系列星で、太陽と比較的似ているが、より若く、重くて明るい。Geneva-Copenhagen surveyによると、年齢は約31億歳で、水素に対する鉄の量の比は太陽と近い。1.3太陽質量を持つため、寿命は太陽よりも短い。ハビタブルゾーンへ放射する紫外線の量は、太陽から地球への紫外線量とほぼ同じである。アンドロメダ座υ星Bはスペクトル型M4.5Vの赤色矮星で、主星から750天文単位離れているが、アンドロメダ座υ星と地球の間の視線が不明であるため、2つの恒星の間の本当の距離は分からない。この星は2002年に、2MASSによるデータ収集の過程で発見された。太陽と比べ、若干小さく、かなり暗い。ワシントン重星カタログには、双方の恒星が登録されている。

タイトル: りょうけん座Y星
りょうけん座Y星は半規則型変光星で、160日の周期で変光している。全天で最も赤く見える星の1つであり、炭素星の中では最も明るく見える。赤外線領域の放射が非常に大きく、太陽の22,000~87,000倍もの放射をしていると考えられている。りょうけん座Y星のような太陽の数倍程度の質量を持つ恒星は、核での水素からヘリウムへの核融合が終わるとヘリウムから炭素への核融合が始まる。このいわゆる赤色巨星の段階では、外層は膨張して冷え、放射は電磁スペクトルの赤端に遷移する。さらに寿命が近くなると、核融合生成物が対流によって核から外側に移動するため、恒星大気の炭素濃度が上昇して一酸化炭素やその他の化合物を形成する。これらの分子が短い波長の光を吸収することにより、通常の赤色巨星よりもスペクトル中の青色や紫色の成分が少なくなるため、非常に際立った赤色を呈するようになる。

タイトル: りゅうこつ座AG星
明るさの変化に伴い、りゅうこつ座AG星のスペクトルも変化する。長期的変光の極小期には、ウォルフ・ライエ星のスペクトルを示し、極大期には、早期の(高温の)A型超巨星のスペクトルを示す。これは、星の大きさと表面温度が変化していることを意味し、例えば1989年から1999年にかけての継続観測中に迎えた極小期、極大期では、半径が太陽の50倍から500倍まで、表面温度が26,000Kから8,000Kまで、それぞれ変化したとみられる。LBVの場合、多くは変光に伴って放射光度が大きく変化することはない。りゅうこつ座AG星の場合は、光度の変化が観測されているが、これは誤差の範囲に収まる程度のものである。

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

タイトル: りょうけん座アルファ2型変光星
りょうけん座α型変光星 (α CVn variable) とは、天体の自転に伴って変光を示す回転変光星の一種である。これらの星は、ケイ素・ストロンチウム・クロムの顕著な線スペクトルが見られる化学特異星で、磁場の強い主系列星と考えられている。スペクトル型はB8pからA7pの範囲に分布し、典型的な変光周期は0.5から160日、変光の幅は0.01から0.1等級である。なお、変光星型の由来となったりょうけん座α星は連星系りょうけん座α星に属する恒星で、5.47日の周期で0.14等級の変光を示している。りょうけん座α型変光星の線スペクトル強度は変光と同じ周期で変動している。これらの周期は恒星の自転周期に一致すると考えられている。恒星の磁場によって大気中の金属元素の分布が不均一になり、さらに表面の光度にも地域差が生じていることが原因と推定されている。

タイトル: りゅう座WZ星
りゅう座WZ星(りゅうざWZせい)は、りゅう座の脈動変光星。学名はWZ Draconis(略称:WZ Dra)である。

タイトル: アンドロメダ座シータ星
アンドロメダ座θ星は、スペクトル型がA2 Vと分類されるA型星である。スペクトルの分析からは、原子量が小さい元素は太陽に近い存在量であるものの、鉄や、より原子量の大きい元素は、平均的には太陽より存在量が大きい化学特異星で、高速自転Am星ではないかといわれる。アンドロメダ座θ星には、変光しているという指摘があり、変光星総合カタログの「新しい変光星候補」(NSV 116)となっている。明るさは、最も明るいときと最も暗いときで0.04等級の差があるとされるが、確定した変光星とはなっていない。アンドロメダ座θ星は、1986年にキットピーク国立天文台の4mメイヨール望遠鏡によるスペックル干渉法の観測から、離角およそ0.06秒の伴星が分離された。

タイトル: りょうけん座RS星
変光星としてまず、アルゴル型変光星に分類されたが、光度曲線を詳しく分析すると、食が起こっていない時の光度も変化していることがわかった。光度曲線は、食を挟んで非対称な形をしており、その食でない時の変光もパターンもまた、時間と共に変化することがわかっている。食以外の変光の原因は、りょうけん座RS星で恒星黒点が出現しているためだと考えられている。これは、分光観測やX線観測の結果によると、りょうけん座RS星は彩層やコロナの活動が活発であることが示唆されることから、太陽で観測される同じような現象の理解から類推して理論づけられている。黒点が出現すると、自転に伴って見える黒点の数や大きさが変化し、観測された明るさの変化が説明できると考えられる。近接連星系では、潮汐力によって自転と公転の同期(潮汐固定)が起こると考えられるが、その場合、黒点を原因とする変光が公転周期と違う時間変化を示すことは考えにくい。

タイトル: おうし座デルタ1星
おうし座δ星(おうしざデルタせい、δ Tau, δ Tauri)は、おうし座の恒星で4等星。

タイトル: からす座ベータ星
からす座β星(からすざベータせい、Beta Crv / β Corvi / β Crv)は、からす座の3等星。からす座で2番目に明るい恒星で黄色の輝巨星である。

タイトル: グリーゼ876
グリーゼ876は太陽の0.334倍の質量、0.376倍の半径を持つ、小さな赤色矮星である。スペクトル型はM4Vだが、SIMBADではM3.5Vとなっている。表面温度は3473Kと太陽の6割である。明るさは太陽のわずか1.3%しかない。りゅう座BY型変光星であり、わずかに変光している。年齢は1億年から50億年と誤差が大きい。複数の太陽系外惑星が公転している恒星では2012年に11.8光年離れたくじら座τ星系が発見されるまでは最も太陽系に近かった。

タイトル: 角直径
実際の角直径の比は約25万倍なので、シリウスの単位立体角当たりの明るさ(表面輝度)は太陽より約(25万/10万) = 6倍明るいことが分かる。また上記の値より、太陽の角直径はケンタウルス座α星A (α Cen A) の約25万倍である(α Cen A は太陽とほぼ同じ実直径を持つが、距離が太陽より約25万倍遠い)。α Cen A の見かけの等級は-0.01等なので、太陽の見かけの明るさは α Cen A の約 4 × 10 倍となる。これは単位立体角当たりの明るさが同じだと仮定すると角直径が約20万倍異なる場合に相当する。実際の両者の角直径の比は約25万倍なので、α Cen A の単位立体核当たりの明るさは太陽より少し明るいことが分かる。太陽の角直径は月とほぼ同じである(太陽の実直径は月の約400倍だが、地球からの距離も月より約400倍遠い)。満月の見かけの等級は最も明るい時で-12.

タイトル: りゅう座イプシロン星
アメリカのアマチュア博物学者アレンは、りゅう座ε星、りゅう座δ星、りゅう座π星、りゅう座ρ星によって形作られる四角形が、「牡山羊」を意味するアルタイス(Al Tāis)と呼ばれた、と記している。しかし、本来アラビアで"Al Tāis"という語が星の名付けに使われたことはなく、りゅう座ε星自身には、アラビア語で「蛇」を意味するal-tinnīnが記されていた。この星は、多くの場合バイエル名で呼ばれるが、ティル(Tyl)という固有名も持つ。この名前は、アントニーン・ベチュヴァーシュが用いたことから広まったとされ、その由来は不明である。中国では、りゅう座ε星は、天廚(拼音: Tiān Chú)という星官をりゅう座δ星、りゅう座σ星、りゅう座ρ星、りゅう座64番星(英語版)、りゅう座π星と共に形成する。りゅう座ε星自身は、天廚三(拼音: Tiān Chú sān)つまり天厨の3番星と呼ばれる。

タイトル: しし座AD星
しし座AD星は赤色矮星である。スペクトル型はM3.5eVで、スペクトル中に輝線を持つことを示している。三角法により測定した距離は15.9光年で、視等級は9.43である。完全な対流層を持ちうる質量を超える太陽質量の39から42%で、半径は太陽半径の39%である。自転速度はわずか3km/sであるが、自転周期は2.24日である。比較的若い恒星で、2500万歳から3億歳と推定されている。1949年に、リック天文台のKatherine C. GordonとGerald E. Kronにより初めて変光が観測された。しし座AD星は、既知の最も活発な閃光星であり、閃光からの放射は、X線として観測される。表面の正味の磁流は約3kGである。恒星黒点を除いて、表面の約73%が磁場の活発な領域で覆われている。X線によるコロナの測定では、恒星の大きさの約30%にもなるコンパクトなループ構造が観測された。

タイトル: サンデュリーク-69° 202
サンデュリーク-69° 202は、太陽系から16万8000光年離れた大マゼラン雲のタランチュラ星雲内に存在する。この星雲は直径650光年(200パーセク)の超巨大HII領域で、星の形成が活発に進んでいる。Sk -69 202はこの星雲付近に多数存在する大質量星の1つだった。三重連星のうち最も明るい恒星1 (Star 1) は地球から12等星として観測されていた。スペクトル型B3Iの非常に明るい青色超巨星で、光度は太陽光度の10万倍に相当する(3-6)×10エルグ/秒と推定される。元々は太陽の20倍の質量を持つ主系列星だったが、質量放出によって水素の外層の一部を失い、爆発までに質量が軽くなっていた。連星系に含まれる他の2つの天体(恒星2と恒星3)も高温の大質量天体だが、明るさは恒星1に及ばない。これらは恒星1から2.9秒と1.

タイトル: こいぬ座の恒星の一覧
こいぬ座の恒星の一覧(こいぬざのこうせいのいちらん)は、こいぬ座を構成する主な恒星を明るさの順番に並べたものである。

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

タイトル: きょしちょう座ゼータ星
質量、半径は太陽とほぼ同じだが、表面温度が太陽よりやや高いので、太陽よりも明るい。ヒッパルコスによる視差の測定から、距離は精度良く求まっており、地球からの距離は約28.0光年である。金属量は太陽より少なく、太陽のおよそ7割程度だが、それ以外の性質はよく似ており、年齢も約38億歳と推定され、太陽と大きな違いはない。そのため、この恒星にもし地球型惑星が存在すれば、生命探査の絶好の目標となる。きょしちょう座ζ星は、おおぐま座運動星団に属している。これは、宇宙空間で同じ運動を持つ恒星の緩い集まりである。運動速度は、U = -60, V = -4, W = -38 km/sである。これらはそれぞれ、銀河中心への運動速度、銀河の自転方向の運動速度、銀河の北極方向への運動速度に対応する。銀河核から平均8,400パーセクの位置を、軌道離心率0.16で公転している。

タイトル: りゅうこつ座イータ星
100~120M☉の主星を30~60M☉の伴星が離心率の高い(近点では伴星が主星の外層部に入り込むほどの)楕円軌道を描いて、約5.5年の周期で公転している。両者は共に激しく恒星風を噴き出しており、近点のあたりでは恒星風同士が衝突して、その衝撃波面でX線が発生する。しかし太陽系から見て伴星(および衝撃波面)が主星に掩蔽された状態になるとX線は急減する。