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長周期変光星

長周期変光星(ちょうしゅうきへんこうせい、long-period variable)は、明るさの変化の周期が数か月から数年と長期に及ぶ変光星の種類である。長周期変光星は巨星であり、スペクトル型はF以赤であるが、ほとんどは赤色巨星か漸近巨星分枝星であり、スペクトル型はM、S、Cである。深い橙色か赤色に見える。

คำที่เกี่ยวข้อง

長周期彗星

長周期彗星(ちょうしゅうきすいせい、long-period comet)は、公転周期が200年以上の周期彗星と非周期彗星の総称である。これに対し、公転周期が200年未満の周期彗星を短周期彗星という。 彗星の軌道は不安定で、その度合いは周期が長いほど強くなる。そこで、周期

変光星

日本の変光星観測者団体としては、日本天文研究会(日天研)、日本変光星研究会(日変研)、東亜天文学会(OAA)変光星課、日本アマチュア光電観測者協会(JAPOA)等があげられる。このうち日天研とOAAは総合的な天文同好会であり、JAPOAは光電観測者限定の団体である。日変研は2013年現在変光星観測

周期彗星

彗星、池谷・関彗星、シューメーカー・レヴィ第9彗星、シュワスマン・ワハマン第3彗星などで、分裂が観測されている。代表的な彗星群としてクロイツ群がある。彗星群は、その成因上、太陽に極端に接近するサングレーザーが多い。 周期彗星という言葉で、以下のものを指すことがある。 短周期彗星 周期200年以下の彗星。

食変光星

おおぐま座W型 (EW) 同じくらいの大きさの星による接触した連星系で、星は完全に楕円形になっていて共通の大気を持っている。主極小と副極小の差が小さく、滑らかに光度変化をし、食と食外の区別がはっきりしない。また、短周期(1日以下)の星が多い型である。 分離型(D)、半分離型(SD)、接触型

オリオン変光星

オリオン変光星(オリオンへんこうせい、Orion variable)は、散光星雲の領域で観測される爆発型変光星で、星雲型変光星 (nebular variable) )とも呼ばれる。不規則で爆発的な変光を示し、光度変化の振幅は数等級に及ぶこともある。 ヘルツシュプルング・ラッセル図では主系列星と準

変光星雲

変光星雲(へんこうせいうん、英: variable nebula)は、星雲を照らしている恒星の明るさが変化することによって、星雲自身の明るさが変化する反射星雲である。 変光星雲を照らしている恒星の多くは、おうし座T型星である。照らしている恒星のスペクトルに、星雲

ケフェイド変光星

この記事の項目名には以下のような表記揺れがあります。 ケフェイド変光星 セファイド変光星 ケフェイド変光星(ケフェイドへんこうせい、英語: Cepheid variable)は、HR図上でケフェイド不安定帯に属する脈動変光星。セファイド、セファイド変光星、ケフェウス座δ型変光星、ケファイド変光星とも表記。 ケフェ

短周期彗星

短周期彗星(たんしゅうきすいせい、short-period comet)は、公転周期が200年未満の周期彗星である。これに対し、公転周期が200年以上の彗星を、長周期彗星という。国際天文学連合(IAU)に番号登録されているほとんどの周期彗星が短周期彗星である。

非周期彗星

非周期彗星(ひしゅうきすいせい)は、軌道離心率が1以上の彗星である。放物線軌道または双曲線軌道を持つ。公転周期は定義できず、一度太陽に接近した後は、二度と戻ってこないか、仮に摂動などによって戻ってくるとしても数十万年以上未来である。非周期彗星に対し、離心率が1未満の楕円軌道の彗星を周期彗星という。

周期

(1)一まわりの期間。 (2)〔物〕 一定時間をおいて常に同じ現象や運動が繰り返される時, その一定時間。 (3)〔化〕 周期表中で, 横に配列した一群の元素。

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。 脈動変光星は2015年時点の変光星総合カタログ

ミラ型変光星

ミラ型変光星(みらがたへんこうせい、Mira variable)、ミラ型星 (Mira star)は、脈動変光星の1種である。くじら座のミラから名づけられた。非常に赤く、脈動周期は100日より長く、変光範囲が可視光で2.5等級より大きい(赤外線では1等級より大きい)という特徴を持つ。恒星の進化の最終

アルゴル型変光星

アルゴル型変光星(アルゴルがたへんこうせい)は、食変光星の分類の1つで、軌道平面が地球からの方角と一致している。冷たい一方の星が熱いもう一方の星の前を通過すると、後者からの光が遮蔽され、地球から見た連星の合計の光度が一時的に低下し、最も光度の小さい状態になる。熱い方の星が冷たい方の星の前面を通過す

超短周期惑星

ホット・ジュピターと地球型のUSP惑星の違いは、他の惑星の近さである。ホット・ジュピターは、公転周期または距離で2〜3倍以内に他の惑星が発見されるケースはめったにない。対照的に、地球型のUSP惑星には、ほとんどの場合、より長い公転周期を持つ他の惑星が存在している。隣接する惑星間の周期比は、それらの1つがUSP

周期-光度関係

周期-光度関係(しゅうき-こうどかんけい、英: period-luminosity relation)は、脈動変光星の変光周期と平均光度との間で成り立つ関係のこと。古典的セファイド変光星に成立する正比例則が最も良く知られており、1908年にこの関係を発見したヘンリエッタ・スワン・リービットの名前を取って「Leavitt's

長周期地震動

現在の気象庁では防災の観点から周期が1.6 - 7.8秒の長周期地震動を観測対象としている。 長周期地震動の原因は主に2つ考えられている。 地震の規模が巨大になるにつれて、震源域から放出される短周期の波の振幅増大が頭打ちとなる一方で長周期の波の振幅は増大し続けるため 地震波が堆積盆地の中で変質するため

周長

周長(しゅうちょう)は単純閉曲線の始点から終点までの長さ。周囲(ペリメーター、英: perimeter) の長さのこと。英語の perimeter は周囲と周長の両方を指す。 多角形の周長は四則演算だけで計算できるが、円の周長は円周率が無理数であるため式は簡素でも小数点表記では厳密な値を表現すること

変光星の一覧

変光星の一覧(へんこうせいのいちらん)は、主な変光星の星座別の一覧である。なお変光星は2008年現在知られているものだけで5万個以上あるので、その全てをこの一覧で網羅することは事実上不可能である。 ε UMa(おおぐま座ε星) R UMa(おおぐま座R星) T UMa(おおぐま座T星) U UMa(おおぐま座U星)

不規則変光星

不規則変光星(ふきそくへんこうせい、irregular variable)とは、明るさの変化がまったく不規則で、いくぶんかの周期性も認められない、変光星の一分類である。 不規則変光星は、物理的・化学的性質に基づく分類ではなく、明るさの変化という観測量の規則性を基にして分類されたものであるので、天体