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變星是指亮度有起伏變化的恆星。引起恆星亮度變化的原因有幾何的原因(如交食、屏遮)和物理的原因(如脈動,爆發)以及兩者都兼有(如交食加上兩星間的質量交流)。一些恆星在光學波段的物理條件和光學波段以外的電磁輻射有變化,這種恆星現在稱變星。

1 變星 -基本概述

變星連續拍攝的變星圖像處理

變星(variablestar)星光強度有變化的恆星。亮度的變化可以是周期的,半規則的或完全不規則的。按光變的起源和特徵,可將變星劃分為3大類:食變星、脈動星和爆發星。食變星是雙星系統中的一個子星。當從地球上看去,該子星是在其伴星之前通過時,部分地屏遮住伴星的光;而伴星在該子星之前通過時,又部分地屏遮住該子星的光。每當上述情況發生時,雙星系統的亮度會出現起伏。雙星大陵五可能是最具有代表性的一個食變星。大陵五的西語名稱是algol,意為閃爍之魔。另外兩種類型的變星和食變星不同。它們都是自身變光的變星。也就是說,它們發出的輻射能隨時間而改變。脈衝變星是自身周期地膨脹和收縮,致使它們的亮度和大小都有脈動。造父變星和天琴RR型是脈動變星的兩種典型代表。爆發變星中包括新星、超新星等。突然爆發出輻射能的變星。亮度的突然增大隻持續很短時間,隨後又緩慢變暗。

2 變星 -科學分析

變星變星
變星(variablestar)由於內在的物理原因或外界的幾何原因而發生亮度變化的恆星。有些恆星雖然亮度沒有變化,但其他物理性質有變化的或光學波段以外的電磁輻射有變化的也歸入變星之列,如光譜變星、磁變星、紅外變星、X射線新星等。變星命名法由阿格蘭德於1844年創立,每一星座內的變星,按發現的先後,在星座後用R—Z記名。按照亮度和光譜變化的不同,現在把變星分為幾何變星、脈動變星和爆發變星三大類。在三個大類以下,又可再分為若干次型。脈動變星和爆發變星是物理變星,都屬於不穩定恆星。

有些恆星的亮度變化肉眼就能發現,但大多數變星必須用一定的儀器、一定的觀測技術才能發現。照相測光和光電測光技術的應用,使變星數目迅猛增加,1985年開始陸續出版的第4版《變星總表》已收集了到1982年為止發現和命名的28450顆變星和變光體。分光技術提供了變星物理性質的重要信息,不僅為發現變星,也為研究變化的原因提供了條件。但在已知變星中,做過光譜觀測的僅佔25%左右。少數變星在發現亮度變化前已經定名,仍繼續延用,此外,絕大多數變星都按國際通用的命名法命名,即用拉丁字母加上星座名作為變星的名字。對每一個星座,按變星發現的順序,從字母R開始,一直到Z,然後用兩個字母,從RR,RS起到ZZ,再用前面的字母AA,AB,……,一直到QZ,其中字母J完全不用,從第335個起,用V335,V336,……,加上星座名。

3 變星 -星系分類

變星變星
變星按其光變原因,可以分成內因變星和外因變星。前者的光變是光度的真實變化,光譜和半徑也在變,又稱物理變星;而後者的光度、光譜和半徑不變,它們是雙星,光變的原因是由於軌道運動中子星的相互掩食(稱食雙星或食變星)或橢球效應,外因變星又稱為幾何變星或光學變星。內因變星占變星總數的80%,又可分為脈動和爆發性質迥異的兩大類。脈動變星占內因變星的90%,光變是由星體脈動引起的;爆發變星的光變是由一次或多次周期性爆發引起的。脈動變星和爆發變星又可以分成若干次型。變星的分類法隨著人們認識的不斷深化而逐漸改變,近年來發現越來越多的雙星不僅是幾何變星,也是物理變星。

變星種類繁多,涉及恆星演化的各個階段,變星的研究必然促進恆星理論的發展;食變星為確定恆星的質量、大小等物理量提供了難得的機會;造父變星的周光關係為宇宙尺度提供了基本校準,新星、超新星的極大亮度可作為粗略的距離指針;變星分屬於中介星族Ⅰ、旋臂星族、盤星族、中介星族Ⅱ和暈星族五種不同空間結構次系,對銀河繫結構和動力學的研究也有重要意義。

4 變星 -物理變星

變星變星
物理變星是指由本身物理原因(例如,由於輻射出來的總能量發生了變化)而引起亮度變化的恆星,這類恆星是不穩定恆星。在已發現的兩萬多顆變星中,大部分都是物理變星。亮度的變化是這類變星的重要特徵,這可能是由於存在周期性脈動,不規則性的迸發,或者是發生巨大的毀滅性的爆炸等原因引起的。因此,物理變星又可分為許多類型。其中大多數為脈動變星,爆發變星。由於這類變星對科學研究具有特別重要的意義,而且研究它們困難很大,因此,格外引起科學工作者們的重視。

物理變星可分為許多類型,其中大多數為脈動變星,爆發變星。爆發變星是一種亮度突然激烈增強的變星。造成這類變星光度變化的原因是星體本身的爆發。爆發前,星體處於相對穩定(或緩慢變化)的狀態,一旦爆發星體的亮度可以迅速增加到原來的幾千或幾億倍,有的甚至在白天都可見到。經過一段時期又逐漸暗弱下來,一部分爆發變星,有人又稱之為災變變星。爆發變星爆發的規模又大有小,亮度

變星變星

的變化也有大有小,有的星爆發還不止一次。爆發變星可以包括許多類型,例如,新星、超新星、再發新星、矮新星、類新星、耀星等。耀星是指幾秒到幾十秒內亮度突然增亮,經過十幾分鐘或幾十分鐘后慢慢復原的一類特殊的變星。它們的亮度在平時基本上不變,亮度增大時有的可增加到百倍以上。但這樣的亮度只能維持十幾到幾十分鐘,看起來好像是一次閃耀,所以取名耀星。

1924年發現船底座DH星有這樣的現象。1924年發現鯨魚座UV星亮度在三分鐘內增強11倍。觀測最多的是太陽附近的耀星。半人馬座比鄰星就是一顆耀星。星團星協中也發現了耀星,昴星團最多,460多顆;獵戶座大星雲區次之,300多顆。絕大多數的耀星是極小又冷的紅矮星,光度很低,耀亮的時間又短,因此,只有離太陽較近的耀星才能被我們認出來。不過,耀星的實際數目很多。如果用一架大型望遠鏡觀測,平均每90分鐘就可見到一次耀亮,據估計,銀河系的恆星中,約80%—90%可歸入耀亮的範疇。耀星表面存在局部活動區,耀亮就發生在這些區域,並且在同一區域可發生多次,這一點與太陽耀斑活動相似,但耀亮時輻射能量要比太陽耀斑的能量大100--1000倍.

5 變星 -食變星

變星食變星
食變星是一種雙星系統,兩顆恆星互相繞行的軌道幾乎在視線方向,這兩顆恆星會交互通過對方,造成雙星系統的光度發生周期性的變化。兩星在相互引力作用下圍繞公共質量中心運動,其軌道面差不多同我們的視線方向平行時,就能看到一星被另一星所遮掩(就象日食、月食那樣)而發生星光變暗現象,Holland,這種星稱為食雙星或食變星。最早發現的食雙星是大陵五(英仙座β),D.ReidelPubl.Co.,它最亮時為2.13等(光電目視星等,下同),最暗時(稱為主極小食甚)為3.40等,這是甲星被乙星偏食所致。PergamonPress,乙星被甲星偏食,損光最多時整個雙星成為2.19等(稱為次極小食甚)。大陵五的軌道周期是2.8673075天。它由平時亮度降到最暗約需4.9小時,由最暗回到平時亮度也約需4.9小時。

6 變星 -脈動變星

變星變星
脈動變星是指由脈動引起亮度變化的恆星。這些變星亮度的變化,可能是由於恆星體內(自身的大氣層)一會兒膨脹,一會而收縮,這種周期性的變化而引起的。恆星周期性的膨脹與收縮,必然引起恆星半徑周期性的增大與減小,恆星的表面積也周期性的增加與減少,溫度和總輻射能量都發生變化,因而光度也周期性的增大與減小,看起來它的亮度也周期性的變亮與變暗。另外,其顏色,光譜型和視向速度,有時還有磁場,也都隨之發生變化。

在已發現的變星中,脈動變星佔了一半以上,銀河系中約有200萬個。脈動變星的周期可以相差很大,短的在一小時以下,長至幾百天甚而10年以上。星等變化從大於10到小於千分之幾都有。根據亮度變化曲線的形狀,脈動變星可分為規則的,半規則的和不規則的三種不同的類型。規則的,按亮度變化周期長短分為短周期造父變星(如天琴座RR變星),長周期造父變星(如經典造父變星);半規則的,亮度變化有一定規律但周期不定,或者平均亮度不變,如金牛座RV變星。脈動變星的密度和絕對光度都與脈動周期有一定的關係,這些為研究恆星的物理本質和宇宙尺度提供了重要的依據。

在周期的脈動變星中,有一顆叫萄藁增二(鯨魚座O星)的最著名。這顆星是在1596年,荷蘭的法布里修斯觀測鯨魚座時,發現了一顆從未見到過的星,而且亮度較大是顆1等星。可是過了幾個月,這顆星逐漸暗淡下來,最後消失不見了。他覺得奇怪,便稱其為「怪星」。這顆星最暗時的星等為10等,一般在6等以下的星星,肉眼很難看見。1638年霍耳沃達第一次確認它的亮度變化,它的亮度變化周期介於320—370天之間,平均為332天。這顆星亮度變化很大,從1等星降至10等之內。人們將這類變星稱為長周期變星。它們光變周期一般在90—700天之內。

7 變星 -新星

變星變星軌跡
古希臘哲學家亞里士多德曾經認為星空是永遠不變的。但是到了1572年,第古·布拉赫宣布在天上發現了一顆新星,這就是中國《明史稿》中的記載「明隆慶六年冬十月丙辰,彗星見於東北方,至萬曆二年四月乃沒」所指的那個天體。時隔三十餘年,開普勒又於1604年在蛇夫座中發現了一顆新星,這就是中國史籍中記載的出現在明朝萬曆三十二年的尾分客星。這樣,「星空不變」的古老觀念被打破了,實際上,公元前204年在牧夫座出現的一顆新星就被中國史書《漢書》記載了:「漢高帝三年七月有星孛於大角(牧夫座α),旬余乃入。」這是人類歷史上對新星最早的記載之一。

一顆典型的新星,起亮度在幾天之內可以增加一萬倍以上,亮度的最大值可以維持幾個小時,然後再逐漸轉暗。轉暗的速度比增亮時的速度要慢的多。新星最亮的時候,其絕對光度可達太陽光度的10萬倍。只不過它的距離太遙遠了,在地球上的人們看來還是一顆星。新星爆發時釋放出的能量可達10^38焦。這意味著,它在幾百天中釋放的能量相當於我們的太陽在10萬年中所產生能量的總和。根據對新星光譜的研究,天文學家們知道了關於新星的一些細節。新星爆發十,半徑會增加到太陽半徑的100~300倍,而爆髮結束后,體積卻又會縮小;爆發十,星殼無限制地向外膨脹,永遠離開星核而去,變成了稀薄的星際介質;爆發時恆星損失的質量可達10^26千克,這差不多相當於太陽質量的萬分之一。

變星白矮星-內部結構模型圖

新星是亮度在短時間內(幾小時至幾天)突然劇增,然後緩慢減弱的一類變星,星等增加的幅度多數在9等到14等之間。由於新星在發亮之前一般都很暗,甚至用大望遠鏡也看不到,而一旦發亮后,有的用肉眼就能看到,因此在歷史上被稱為「新星」。實際上,新星不是新產生的恆星。現在一般認為,新星產生在雙星系統中。這個雙星系統中的一顆子星是體積很小、密度很大的矮星,另一顆則是巨星。兩顆子星相距很近,巨星的物質受到白矮星的吸引,向白矮星流去。這些物質的主要成分是氫。落進白矮星的氫使得白矮星「死灰復燃」,在其外層發生核反應,從而使白矮星外層爆發,成為新星。新星爆發以後,所產生的氣殼被拋出。氣殼不斷膨脹,半徑增大,密度減弱,最後消散在恆星際空間中。隨著氣殼的膨脹和消散,新星的亮度也就緩慢減弱了下去。

8 變星 -超新星

變星變星
當恆星爆發時的絕對光度超過太陽光度的100億倍、中心溫度可達100億攝氏度,新星爆發時光度的10萬倍時,就被天文學家稱為超新星爆發了。一顆超新星在爆發時輸出的能量可高達(10)^43焦,這幾乎相當於我們的太陽在它長達100億年的主序星階段輸出能量的總和。超新星爆發時,拋射物質的速度可達10000千米/秒,光度最大時超新星的直徑可大到相當於太陽系的直徑。1970年觀測到的一顆超新星,在爆發后的30天中直徑以5000千米/秒的速度膨脹,最大時達到3倍太陽系直徑。在這之後直徑又開始收縮。超新星爆發事件就是一顆大質量恆星的「暴死」。對於大質量的恆星,如質量相當於太陽質量的8~20倍的恆星,由於質量的巨大,在它們演化的後期,星核和星殼徹底分離的時候,往往要伴隨著一次超級規模的大爆炸。這種爆炸就是超新星爆發。現已證明,1572年和1604年的新星都屬於超新星。在銀河系和許多河外星系中都已經觀測到了超新星,總數達到數百顆。可是在歷史上,人們用肉眼直接觀測到並記錄下來的超新星,卻只有6顆。

超新星是爆發規模更大的變星,亮度的增幅為新星的數百至數千倍(相當於再增加6至9個星等),拋出的氣殼速度可超過1萬千米。超新星是恆星所能經歷的規模最大的災難性爆發。超新星爆發的形式有兩種。一種是質量與太陽差不多的恆星,是雙星系統的成員,並且是一顆白矮星。這類爆發與新星的差別是核反應發生在核心,整個星體炸毀,變成氣體擴散到恆星際空間。還有一種超新星,原來的質量比太陽大很多倍,不一定是雙星系統成員。這類大質量恆星在核反應的最後階段會發生災難性的爆發,大部分物質成氣殼拋出,但中心附近的物質留下來,變成一顆中子星。

9 變星 -T型變星

變星變星星座示意圖
金牛座T型變星是一種不規則變星,光譜型為G~M型﹐典型星是金牛座T,是喬伊於1945年首先發現的。金牛座T型變星和瀰漫星雲密切成協,並成集團出現,常構成T星協主要成員。有人估計在太陽周圍一千秒差距內約有12,000個金牛座T型變星,整個銀河系內的總數達100萬個。這類變星都具有非周期的不規則光變,或快速的光變迭加在長期的緩慢光變上。最大變幅為5個星等,一般為1~2個星等。近年來還發現在紅外波段上也有光變。它們的光譜都是在一晚型光球上迭加一系列發射線。最強的發射線是巴耳末線和電離鈣CaⅡ的H和K線。經常出現電離鐵FeⅡ﹑電離鈦TiⅡ﹑中性鐵FeⅠ及中性鈣CaⅠ等發射線和低激發金屬原子譜線。在藍紫區都有一重迭的連續發射光譜區。在個別情況下,這一連續發射特彆強烈﹐致使光球吸收光譜全被淹沒,在一些亮的金牛座T型星的高色散光譜中,大多數吸收譜線都被加寬。說明它們有較大的自轉速度。有不少金牛座T型星具有天鵝座P型星光磚o也就是說,在強發射線輪廓偏短波一端出現吸收線﹐這說明它們向外拋射物質。質量損失率估計為每年10~10太陽質量。少數金牛座T型星有反天鵝座P型星光譜,說明有物質向內陷落的現象。某些金牛座T型星中有高達12%的偏振。金牛座T型星的鋰丰度比太陽大氣高出約2個數量級,並且有紅外色余。現已測得金牛座T星的射電輻射。目前話閎銜o金牛座T型星是一種正處在引力收縮階段的主星序前恆星。

10 變星 -造父變星

變星造父變星

造父變星(Cepheidvariablestar)一類高光度周期性脈動變星,也就是其亮度隨時間呈周期性變化。因典型星仙王座δ而得名。仙王座δ星最亮時為3.7星等,最暗時只有4.4星等,這種變化很有規律,周期為5天8小時47分28秒。這稱作光變周期。這類星的光變周期有長有短,但大多在1至50天之間,而且以5至6天為最多。由於中國古代將仙王座δ稱作「造父一」,所以天文學家便把此類星都叫做造父變星。人們熟悉的北極星也是一顆造父變星。科學家們經過研究發現,這些變星的亮度變化與它們變化的周期存在著一種確定的關係,光變周期越長,亮度變化越大。人們把這叫做周光關係,並得到了周光關係曲線。以後在測量不知距離的星團、星系時,只要能觀測到其中的造父變星,利用周光關係就可以將星團、星系的距離確定出來。因此,造父變星被人們譽為「量天尺」。

1912年,美國天文學家勒維特(Leavitt)在研究大麥哲倫星雲和小麥哲倫星雲時,在小麥哲倫星雲中發現25顆變星,其亮度越大,光變周期越大,極有規律,稱為周光關係。由於小麥哲倫星雲距離我們很遠,而小麥哲倫星雲本身和距離相比很小,於是可以認為小麥哲倫星雲中的變星距離我們一樣遠。這樣,天文學家就找到了比較造父變星遠近的方法:如果兩顆造父變星的光變周期相同則認為它們的光度就相同。這樣只要用其他方法測量了較近造父變星的距離,就可以知道周光關係的參數,進而就可以測量遙遠天體的距離。但是造父變星本身太暗淡,能夠用來測量的河外星系很少。其他的測量遙遠天體的方法還有利用天琴座RR變星以及新星等方法。造父變星在可見光波段,光變幅度0.1~2等。光變周期大多在1~50天範圍內,也有長達一二百天的。

造父變星實際上包括兩種性質不同的類型:星族Ⅰ造父變星(或稱經典造父變星)和星族Ⅱ造父變星(或稱室女W型變星),它們有各自的周光關係和零點,對相同的周期,前者的光度比後者小1.4等左右。造父變星光譜由極大時的F型變到極小時的G~K型,譜線有周期性位移,視向速度曲線的形狀大致是光變曲線的鏡像反映。這意味著亮度極大出現在星體膨脹通過平衡半徑的時刻(膨脹速度最大)而不是按通常想象那樣發生在星體收縮到最小,因而有效溫度最高的時刻,位相差0.1~0.2個周期。這種極大亮度落後於最小半徑的位相滯后矛盾,被解釋為星面下薄薄的電離氫區在脈動過程中跟輻射進行的相互作用而引起的現象。

11 變星 -參考資料

1、http://www.kepu.gov.cn/zlg/yuzhou/b24.htm
2、http://www.1158.cn/w001/shuangxing.htm

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