かじき座ガンマ型変光星
かじき座γ型変光星の最初の一歩は、1963年にカズンズらが、喜望峰の王立天文台での観測からかじき座γ星が変光星であると報告したことである。この報告で、かじき座γ星の明るさは、光度一定の恒星の測定誤差を超えるふらつきを示し、変光幅が0.04から0.05等級の不規則変光星ではないかとされた。かじき座γ星の物理的性質は、たて座δ型変光星と近かったが、たて座δ型より低温で、「理由なき変光星」などと言われた。
その後、1970年代にはHD 164615、1990年代になるとぎょしゃ座9番星(英語版)、HD 111828、HD 224638、HD 224945と、似たような特徴を持つ変光星であるとわかった恒星が増えていった。変光の原因としては、初期には変光周期の制限からおおぐま座W型が提案されたが、変光範囲の不安定さから、食が原因の可能性は低かった。次に、黒点と恒星の自転によるものが疑われたが、観測が進んで変光特性がわかってくると、かじき座γ星、ぎょしゃ座9番星が複数の変光周期を持つことが明らかとなり、また、黒点で観測された変光を再現するには、考えにくい程大きな黒点でなければならないことがわかるなど、黒点説の妥当性が低くなった。光度曲線の形状と複数周期の存在は、脈動が変光の原因であることを想起させたが、似たような特徴を持つたて座δ型変光星と比較すると、明らかになった変光周期は長すぎ、同種の変光星とは思えなかった。
変光周期はおよそ1日程度であるため、地上の定点観測では変光特性を詳細に明らかにすることが難しく、世界規模の多地点観測を推進した結果、かじき座γ星の変光は、非動径振動が原因であると結論付けられた。
光度変化、視線速度変化、スペクトル線輪郭変化を調べることで、これらの恒星は、高位、低次の重力波モード非動径振動を起こす脈動変光星であると考えられるようになった。物理量、変光原因が、既存の分類にない共通の特徴を示す恒星の一群が存在することが明らかとなり、同種の変光星の候補も多くみつかってきたことから、1990年代後半に新しい変光星分類として定義することが提唱された。そして、この種の変光星の中で、いち早く変光星であると発見され、見かけの等級が最も明るいかじき座γ星を代表として、「かじき座γ型変光星」と呼ばれるようになった。
地上観測では、国際的な観測網によって漸くかじき座γ型変光星の詳しい変光特性が明らかになったが、宇宙望遠鏡による高精度の連続観測が行われるようになると、観測データは飛躍的に向上した。位置天文衛星ヒッパルコス、星震学衛星MOST、星震学・系外惑星探査衛星COROT、赤外線観測衛星WIRE、系外惑星探査機ケプラーなどが多くの知見をもたらしている。