米拉變星

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米拉變星是脈動變星,特徵是顏色非常紅,週期超過100天,而且光度變化超過一個視星等。它們已經是紅巨星恆星演化至非常後期(在漸近巨星分支),即將逐出外面的氣體殼層成為行星狀星雲,並將在數百萬年後成為白矮星

米拉變星的質量被認為不會超過兩倍的太陽質量,但是因為擴張而變得非常巨大的外殼使光度數百倍於太陽。擴張被認為肇因於半徑上的變化模式,因此整個恆星的膨脹和收縮是對稱的。這樣的結果是半徑和溫度都在變化,造成光度也隨之改變,脹縮的週期是恆星半徑和質量的函數。早期的模型假設米拉變星在過程進行中是球形對稱的(主要在保持電腦塑造模型的單純,而不是物理上的原因),但最近使用紅外光學望遠鏡陣列(IOTA)的觀察卻顯示有75%的米拉變星不是球形對稱的,[1],這結果與早先米拉,本類變星的原型,單獨的圖像是一致的。(參見[2], [3], [4]),所以現在急迫的需要使用超級電腦製作米拉變星的三維模型。

雖然多數的米拉變星在行為和結構上有許多相似之處,但是由於年齡、質量、脈動方式、和化學成分上的差別,她們仍然有許多的歧異。例如,像變星天兔座R光譜有明顯的譜線,就顯示了核心的碳已經被輸送到了表面。這些物質在恆星附近經常會形成包圍著恆星的星際塵埃,也會造成恆星週期性的變暗和變亮。有些米拉變星也是邁射MASER,microwave amplification by stimulated emission of radiation)的來源。

有少部分的米拉變星看起來會隨著時間改變週期,在數十年到數個世紀(或接近千年)的時間中週期增長或縮短,這可能是肇因於恆星的熱脈動,使接近核心的氫殼層變得熱且密實,再度引發了核融合,這會改變恆星的結構,而造成週期的改變。

這種過程預期會發生在所有的米拉變星上,但是對發生在長達數百萬年的漸近巨星分支時期內的短期熱脈動(數千年),這只是千分之一不到的時間,也就是可能只有不到千分之一的米拉變星會在熱脈動的階段。但是多數的米拉變星顯示出會一個循環接著一個循環的改變週期,或許非線性的行為會導致恆星氣體的外殼產生非對稱的球體。

米拉變星是有志於觀測變星業餘天文學家最普遍的目標,因為她們有戲劇性的亮度變化。有些米拉變星(包括米拉(鯨魚座ο)已經有長達一個世紀的可靠的觀測紀錄。

相關條目[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ First Surface-resolved Results with the IOTA Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in AGB stars, 2006
  2. ^ Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira, 1992
  3. ^ Asymmetries in the atmosphere of Mira, 1991
  4. ^ Surface imaging of long-period variable stars, 1999