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造父變星(Cepheid variable star),是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(中文名造父一)而得名,由於根據造父變星周光關係可以確定星團、星系的距離,因此造父變星被譽為「量天尺」。

1 造父變星 -概述

造父變星造父變星
造父變星,是一類高光度周期性脈動變星,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,造父變星的光變周期和光度之間有著密切關係,稱為周光關係,它被用來建立天體的距離尺度。造父變星因典型星仙王座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。人們熟悉的北極星也是一顆造父變星。

2 造父變星 -主要特點

造父變星

光譜由極大時的F型變到極小時的G~K型(見恆星光譜分類),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。

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。

3 造父變星 -歷史發現

第一顆造父變星由John Goodricke於1784年在英國發現,它也是該類變星中最亮的(視星等),夜空中肉眼清晰可見——造父一,仙王座δ,變星由此得名。特別的,Goodricke也是第一個解釋食雙星光變原理的人:由於雙星軌道面和我們視線平行,它們會周期性的互相遮掩一部分或全部,導致整體光度下降。團隊本次研究對象是極其罕見的包含造父變星的食雙星。經典造父變星是大質量恆星,與另一類相對小質量的類似變星(天琴座RR星)演化歷2史不同。

1908年,Henrietta Leavitt(女)發現了造父變星的周光關係,埃德溫.哈勃藉此估算了天體的距離(實際是星系,當年認為是銀河系中的星雲)。

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。

在1913年,丹麥天文學家Ejnar Hertzsprung對造父變星做了些研究,利用視差法測定了銀河系中距離較近的幾顆造父變星,標訂了距離尺度。

在1915年,美國天文學家Harlow Shapley成功的解決了造父變星零點標定的問題,並使用造父變星訂出我們銀河系最初的大小和形狀,以及太陽在期間的位置。

在1924年,Edwin Hubble利用仙女座大星系中的經典造父變星建立了它的距離,顯示它不是銀河系內的成員。這解決了島宇宙辯論所涉及的宇宙和星系是否是同義字的問題,或者銀河系只是組成宇宙的眾多星系中的一個。

在1929年,哈柏和Milton L. Humason結合由造父變星測量出距離的幾個星系,和 Vesto Slipher測量的星系退行速度,制定了現在稱為哈柏定律的公式。他們發現宇宙在膨脹。但是,在此的幾年前喬治·勒梅特已經提出這種論斷。

4 造父變星 -主要類型

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)、矮造父變星,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。

經典造父變星

 也稱為第一星族造父變星、第一型造父變星、或仙王座δ變星,是造父變星的一種。它們是第一星族星,有著周期從數天至數月,質量是太陽4-20倍的變星,光度可以達到太陽的100,000倍,經典造父變星是光譜類型在F6-K2的黃超巨星,在脈動周期中的半徑變化可以達到數百萬公里 (大約是船底座I的25%)。造父變星光譜由極大時的F型變到極小時的G~K型(見恆星光譜分類),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。

室女W型變星

W Virginis variable是造父變星的一個子類,它是脈動周期在10至20天的第二星族星,並且光譜型介於F6至K2之間。

矮造父變星

即為盾牌座δ變星。其他著名的矮造父變星包括五帝座一(獅子座β)和王良一(仙后座β)。織女星被懷疑也是盾牌座δ變星,但是尚未能證實(截止到2012年)。

5 造父變星 -光變機理

造父變星造父變星

在赫羅圖中,大部分脈動變星位於一個狹長的不穩定帶上。造父變星位於這個不穩定帶的上部,光譜型為F到K型。造父變星的半徑變化幅度不大,約為5%-10%,光度變化主要來自表面溫度的變化,且與半徑的變化位相相反,即半徑最大時光度最小,半徑最小時光度最大。

當恆星演化到一定階段,內部會出現不穩定性,引力和輻射壓力會失去平衡,外部包層會出現周期性的膨脹和收縮,但這個脈動不涉及恆星的核心。在正常情況下,恆星的不透明度κ與密度成正比,與溫度的3.5次方成反比。當恆星的半徑減少時,密度增加,溫度升高,不透明度降低,導致能量的釋放,使膨脹幅度減小。

造父變星在脈動初期,恆星包層中存在氦的部分電離區,半徑減小時,溫度基本不變,導致不透明度反而增加,能量吸收,半徑進一步減小。這就使得脈動的幅度越來越大。恆星在演化過程中,在赫羅圖上可能數次穿越不穩定帶,在正常恆星和造父變星之間不斷轉換。 

6 造父變星 -主要用途

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。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。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。另外天文學家藉助這些量天尺的幫助,才得以以更高的精度對宇宙膨脹速率進行測量。

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