変光星
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「ＨＲ図」を用いても求めるのが難しいくらい遠くの星の場合、「変光星」を利用します。  学ぶ項目を、ステップを細かく分けて一覧にしました。 「この項目は大丈夫だな。」と思うものは飛ばしてもらって結構です。 自分に必要な項目だけを学べば良いでしょう。 カッコ内は、文部科学省の学習指導要領に従った、目安となる履修学年です。 （０１）連星（高２）・・・２つの恒星が互いに引力で引き合い、その共通重心のまわりを公転しています。 （０２）主星（高２）・・・連星のうち、明るい方の恒星です。 （０３）伴星（高２）・・・連星のうち、暗い方の恒星です。 （０４）変光星（高２）・・・明るさが変化します。 「食変光星」と「脈動変光星」があります。 （０５）食変光星（高２）・・・視線と公転軌道面が一致する連星は、一方が他方を隠すときに暗くなります。 （０６）脈動変光星（高２）・・・恒星自身が膨張と収縮を繰り返し、明るさが変わります。 （０７）収縮・・・（断熱圧縮）→（内部エネルギー増加）→（温度上昇）→（核融合反応活発）→（明るい） （０８）膨張・・・（断熱膨張）→（内部エネルギー減少）→（温度低下）→（核融合反応不活発）→（暗い） （０９）見かけの等級・・・最も明るいときと、最も暗いときの平均値です。 （１０）ヘンリエッタ・リービット・・・「マゼラン星雲」にある「セファイド型変光星」を観測していました。 （１１）１９１２年・・・変光周期と見かけの等級に相関があることを発見しました。 （※）この発見により、距離を求めるのに、変光星が活用できるようになりました。 ・・・どういうこと？ （※）アメリカの天文学者エドウィン・ハッブル（１８８９−１９５３）も、 アンドロメダ星雲をはじめ、いろいろな渦巻星雲に存在する「セファイド型変光星」を観測していた１人。 そして、１９２９年に「ハッブルの法則」を発見したのです。 → こちら 「天体の観測」に戻る |
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