星

2

食変光星

連星のもうひとつのタイプはいわゆる食変光星である。食変光星は明るい星と暗い星で構成され、暗い星が明るい星をかくすような軌道でまわっていると、星からやってくる光の強度が規則的に変化してみえる。

中くらいの大きさの望遠鏡でみえる星2、3個につき、1個は連星であることがわかっている。現在、何千という可視連星と何百という分光連星の研究が集中的におこなわれており、連星系は星の質量を知るうえで重要な情報源となっている。

VI

変光星

太陽をふくむすべての星は、多かれ少なかれ周期的にその明るさをわずかに変化させているが、このような変化はほとんど測ることができない。しかし、明るさを大きく変化させる一部の星は変光星とよばれ、それには多くの種類がある。時計のように正確な周期で明るさの変化をくりかえす星もあれば、まったく不規則なものもある。もとの明るさにもどるのにわずか数時間か数日しかかからない星もあれば、何年も要するものもある。明るさが徐々にかわる星もあれば、はげしくかわるものもある。

1

新星と超新星

もっとも壮観な変光星は、新星である。新星は太陽の明るさの20万倍まで明るくなる。そして太陽の1万分の1ないし10万分の1に相当する質量を、秒速960kmにおよぶ速度でふきとばす。一部の新星はこの過程を周期的にくりかえしている。いっぽう、超新星は、名前は似ているがはるかに破壊的な現象であり、星の本格的な爆発であってくりかえすことはない。超新星はときには数日のうちに太陽の100億倍まで明るくなり、その後だんだんと暗くなっていく。そのあとには膨張する明るいガスの残骸(ざんがい)がのこされる。かに星雲がその一例で、1054年に超新星として観測された。残骸の中心にパルサーがのこされることもある。銀河系の中では新星はかなり頻繁にみられ、1年に1、2個観測されるが、超新星ははるかにまれである。銀河系内に出現したもっとも最近の超新星は1604年に観測されたものだが、1987年に近傍の銀河、大マゼラン雲で出現した超新星に多くの関心があつまった。→ 新星と超新星

2

星の光度と質量

多くの変光星は脈動する、つまり風船のようにふくらんだりちぢんだりすることで明るさを変化させている。ケフェウス座のδ(デルタ)星の名前をとってケフェウス型変光星とよばれるタイプの変光星は、明るさの周期を比較的正確にくりかえす。その周期は1日から数百日まであり、そのどれもが太陽の何百倍も明るい。ケフェウス型変光星は周期が長いほどその星の平均光度が高い。この周期と光度が関係することはハーバード・カレッジ天文台のヘンリエッタ・レビットが発見した周期とケフェウス型変光星の平均の見かけの明るさがわかれば、星の距離、とくに近くの銀河の星の距離をはかるのに役だつのである。超新星もまた距離の測定に利用することができる。最大光度がとてつもなく明るいので、宇宙のはるかかなたで出現したものでも観測できるからである。

変光星にとくに興味があつまるのは、星の加齢とともに内部構造に変化が生じ、それが光度の変化の原因となるからである。したがって変光星は星の進化についての情報をもたらしてくれる。たとえば超新星は、星が核燃料を燃やしつくした結果、重力崩壊をおこして爆発にいたったものである。

しかし食変光星は、内的な原因ではなく外的な原因で明るさが変化する。典型的な食変光星はペルセウス座のアルゴルである。アルゴルは、地球からみた角度にちょうど軌道平面がある、明るい星と比較的暗い星で構成された連星である。暗いほうの星が明るいほうの星をかくすと、見かけの明るさが急激におち、逆に明るいほうの星が暗いほうの星をかくすと、明るさがそれほど減少しない。天文学者は何千という食変光星を観測しているが、これらは星の質量を測定するのに役だっている。

VII

パルサー

パルサーとよばれる電波パルス源がいくつも電波望遠鏡で発見された。パルサーの典型的な脈動周期は約1秒であるが、その周期の範囲は数秒から1秒の何十分の1まであり、光学とX線の観測で確認されている。脈動周期があまりに一定なので、正確な原子時計などでなければ、パルサーの脈動周期のわずかな増加を検出することができない。典型的なパルサーの周期が2倍になるのに約100万年かかるといわれている。

パルサーは直径が約10kmの回転する中性子星である。密度はひじょうに高く、ボールペンのボールほどの大きさでも、その質量は9万1000t以上にもなる。