變星

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船底座星云中的变星船底座η

變星是指亮度與電磁輻射不穩定的,經常變化並且伴隨著其他物理變化的恆星

多數恆星亮度上幾乎都是固定的。以我們的太陽來說,太陽亮度在11年的太陽週期中,只有0.1%變化。然而有許多恆星亮度確有顯著的變化。這就是我們所說的變星。

變星可以大致分成以下兩種形態:

  • 亮度變化源自於恆星本身,比如說恆星體積週期性膨脹收縮造成光度變化;
  • 由於兩星彼此互繞,週期性的相互遮掩,造成觀察時亮度變化。

發現史[编辑]

大約在1600年前後,第一次發現某些恆星光度會改變。在西元1572年以及1604年,都有超新星在天空中出現;在1592年,大衛·法巴雷克斯David Fabricius)發現鯨魚座ο星有週期性的消失現象,之後這顆星被稱為米拉(Mira,拉丁字,意思是"不可思議的恆星")。這些發現都證明了恆星的世界,不像亞里士多德和一些古代的哲學家所說的,不是永恆不變的。在這種環境下,變星的發現導致了16與17世紀初期"天文學的革命"。在1786年,已經知道有12顆恆星是變星,大陵五變星早在1669年就被蒙坦雷(Geminiano Montanari)發現,直到1784年古德列克(John Goodricke)首先發現其變化特性。1850年後變星被發現的數量迅速的增加,尤其是在1890年攝影術被應用在變星發現上之後。在最近一版的變星總表(General Catalogue of Variable Stars,2003年)中,我們銀河系中的變星數目已經接近40,000顆,在其他星系中的也有10,000顆,甚至超過10,000顆被“懷疑”是變星。

變星的類型[编辑]

大部分的變星都會產生亮度的變化,但其他種類的變化也會發生,如星球的光譜發生變化。結合光變曲線和觀測到的光譜變化,天文學家已經能解釋一些特定的變星是如何變化的。

變星的觀測[编辑]

變星觀測通常藉由測光學、光譜測光學、和光譜學分析。經由測量變星隨著時間的亮度變化,進而得到其光變曲線。對規則變星來說,較容易確立其亮度變化的週期振幅大小,但大多數變星的變化時間非常地慢。光度曲線的最高峰處即為最大值,低谷處為最小值業餘天文學家藉由和同一望遠鏡視野中之已知亮度不變的恆星相比較,估計亮度變化的幅度與標示亮度變化時間來建立光變曲線,對變星這個領域科學研究有相當大的幫助。美国变星观测者协会AAVSO,American Association of Variable Star Observers)收集了世界各地參與者的觀測資料,並和所有科學團體共享。由光變曲線可得到下列資訊:

  • 亮度變化是否為週期性、半週期性、不規則或者為獨一無二的?
  • 亮度變化的週期為多少?
  • 亮度曲線的形狀(是否對稱、變化方式為尖銳或是平滑地改變、每個週期內是否有一個或多個最大值等等)

光譜可得到下列資訊:

  • 為哪一種類型的恆星:溫度為多少、星球的光度分類是哪個(矮星巨星超巨星等等)?
  • 為單星或是雙星?(雙星的頻譜可顯示其個別恆星之頻譜特徵)
  • 光譜是否隨著時間改變?(比如說恆星可能週期性的增溫或降溫)
  • 目前已發現亮度的變化和光譜有高相關性。(比如說雖然在可見光波段亮度有很大的改變,但在紅外光波段的光譜幾乎沒有變化)
  • 如果譜線的波長發生偏移則表示發生運動(比如說週期性地增加及衰減、旋轉或擴大的氣體層,都卜勒效應
  • 恆星磁場的訊息可從光譜得知。
  • 異常的發射或吸收譜線暗示可能有恆星附近有高溫恆星大氣或氣體雲。事實上少數例子中可想像具有恆星盤。這些也許顯示其表面具有暗點。

觀測資料的解釋[编辑]

結合變星的光變曲線和光譜經常能給出光度變化原因的線索。例如,一顆脈動星的光譜就透露出它表面物質的運動,因為表面週期性的接近和遠離我們,與它們的亮度變化的步調吻合。

大約三分之二的變星都是脈動變星。天文學家愛丁頓在1930年代發現這類變星並解釋變光原因:他表示,描述星球內部的數學方程式也會導致星球因不穩定產生脈動。最常見的不穩定狀態就是恆星外部對流層的游離度變化導致。因為不同的游離態造成的不透明度不同,影響恆星結構中的能量轉移,最終產生不穩定結構。

假設變星在膨脹階段:它的外層在膨脹,因而造成溫度的下降。而因為溫度的下降,游離的程度也會減低,這會使得氣體變得較為透明,因此恆星的能量更易於輻射出去。這反而會導致恆星的收縮,氣體被壓縮,並且游離程度也將增加。這又使得氣體變得不再透明,而輻射的能量暫時會被氣體吸收。這使得氣體被加熱,導致再度的膨脹。如此的膨脹和收縮(隆起和退縮)循環會持續的進行。

脈動型造父變星的脹縮就是因為游離的造成的(從He++成為He+和再返回成為He++)。

變星的命名[编辑]

在某特定的星座中,第一個發現的變星依序以大寫英文字母RZ來編號,例如:仙女座R。這種命名法阿格兰德所提出的,他是最早將星座中被發現而還沒有名字的變星以拜耳尚未使用到的字母R來標示,然後使用雙字母RR到RZ、SS到SZ,直到ZZ來標示在同一個星座中陸續被發現的變星;之後再被發現的則由AA至AZ、BB至BZ,直至QQ至QZ為止(其中省略掉字母J)。當這334個的字母組合用盡後,再在同一個星座中被發現的變星就採用數字與字母V結合,由V335開始的編號來排序,例如天鵝座V1500

類型[编辑]

變星可以是本質的外因的其中一種類別。

  • 本質變星恆星亮度由於星球自身的物理特性所而改變。這類的變星可以再往下分成三種類別。
    • 脈動變星:在恆星演化中,半徑交替的擴展和收縮,是自然老化的部份過程。
    • 噴發型變星:恆星表面經歷像閃焰或物質拋射的噴發。
    • 激變或爆發型變星:恆星遭受大變動而改變了原有的性質,像新星超新星
  • 外因變星:恆星的變化是由外在的物體造成的,像自轉或是食。可以分為兩種主要的類別。
    • 食雙星:本身是雙星,但是因為地球獨特的有利地位,當她們循著軌道運行時,偶爾會互相遮蔽到,造成光度的變化。
    • 自轉變星:恆星的變化是本身自轉造成的現象。例如恆星表面有斑點(太陽黑子)影響到視亮度,或是自轉速度太快變成橢圓球的形狀。

這些大分類通常會以它們的原型名稱命名成某個特定的種類。例如:矮新星是以雙子座U為代表,因為第一顆被確認的這種型態變星是雙子座U。

本質變星[编辑]

一些這類變星的分類、型態與例子如下:

脈動變星[编辑]

脈動變星的變化主要來自恆星規律的膨脹和收縮,主要分成兩類重要的變星:

  • 造父型和似造父型變星,周期較短(數天至數月)並且變光週期非常規律;
  • 長週期變星,變光週期較長,都以年為單位,而且有些許的不規則。

有少數的屬於非徑向脹縮:變星的總體積不變,但是恆星的外形表面會因振盪而改變。

造父和似造父變星[编辑]

這一類別包含幾種很規律的膨脹和收縮的脈動變星,脹縮的頻率通常星球本身的基頻。一般認為愛丁頓閥門機制可以用來解釋造父變星的脹縮變化:星球氦層的不透明度與游離度相關,游離度越大就越不透明。當星球最暗的時候也是體積收縮的時候,因為收縮靠近核心區,氦層的游離度上升,導致不透明度增加,而不透明的氦層又會吸收更多的能量使得溫度上升,氦層溫度上升後又開始膨脹,膨脹後遠離核心區,氦層的不透明度下降,導致能量很快從氦層逸散,溫度下降又讓氦層開始收縮,就這樣重新開始循環。

造父\delta型變星,室女座W型變星,天琴座RR型變星,與盾牌座\delta型變星同屬於赫羅圖不穩定帶的變星,它們的變化咸認為可用愛丁頓閥門機制來解釋;不過,造父\beta型變星的機制則尚未釐清。從光譜類型來看,不穩定帶的星球分布在A到M型(顏色分布從白到紅),而造父\beta型變星則是分布在後期O到B型星(顏色深藍到藍)。

這些類型變星的週期和絕對星等之間都有一定的關聯性,就像週期和恆星的平均密度有所關聯。美國女天文學家亨麗愛塔.勒維特首先發現了造父\delta型變星的週光關係。

造父δ型變星[编辑]

這類變星中最重要的是造父δ型變星,通常就直接稱為造父型變星,屬於黃色的巨星,並且有非常規律的變光週期。這類變星的變光週期從幾天到數週不等,是最早被發現的變星類型,因仙王座δ星,中文名稱造父一,屬於此類而得名。

這型變星的重要性在於可以作為距離測量的標準燭光。她們的光度與變光週期有密切的關聯,而且只受到恆星中金屬含量多寡的影響。通常,脈動週期越長的,光度就越明亮,而只要週-光關係被校正好,測出了造父變星的變光週期,距離就可以經由視星等的觀察輕易的換算出來。在本地群的星系之間,測量造父變星的視星等和變光週期,是測量距離的重要依據。

艾德溫·哈柏就使用這種方法證明當初被分類為螺旋星雲的天體是銀河系外的星系。

天空中明亮的北極星,雖然是比較奇特的一顆,也是造父型變星。

室女W型變星[编辑]

這一型與造父型變星非常相似,但是屬於第二星族,所以金屬的含量較低,週光關係也就不完全一樣了。

天琴RR型變星[编辑]

這一類變星也與造父型變星類似,但是光度不如造父變星那麼明亮。她們的年齡比造父型老,屬於第二星族,通常存在於球狀星團中,所以也稱為星團造父變星。這一類也有良好的週-光關係,也可以作為測量距離的工具。她們的變光週期在數小時至一天或更長些的範圍內,光度的變化在0.2~2等之間,當恆星半徑最大時達到最大亮度。

盾牌δ型變星[编辑]

盾牌δ型變星與造父型變星類似,但是光度更為黯淡,週期也更短,曾經被稱為矮造父變星。這一類型經常由許多週期疊加,因此有複雜的變光曲線,典型的變光範圍在0.003~0.9等,週期在0.01~0.2天之間,光譜類型在A0和F5之間。

鳳凰座SX型變星[编辑]

這類變星的光譜類型從A2至F5,例如在許多狀星團中發現的玉夫δ型變星,她們的光度在1~2小時的週期中會有約0.7等的變化。

快速振盪Ap變星[编辑]

這些變星屬於主序星,光譜類型為A,偶爾會有F0的,是盾牌座δ型變星的子類。它們的光度會在幾分鐘的時間內發生非常快速的變化,振福是數千分之一星等的快速振盪。

早期光譜型(O或B)的藍白色變星[编辑]

藍白色的星,通常是巨星,特徵是只有微小的光度變化和短的週期。

仙王β型變星[编辑]

仙王β型變星(通常歐洲的國家稱之為大犬座β變星),在0.1~0.6天的短週期內,光度有0.01~0.3等的變化幅度,在收縮至最小時光度最亮。

望遠鏡座PV型變星[编辑]

這一型的變星是的超巨星,變光週期在0.1~1天之間,光度變化的平均值為0.1等。

長週期和半規則變星[编辑]

這一類變星可算是紅巨星的集團,以大約一年長度的週期不停的膨脹和收縮,週期不是常數,只是一個循環接著一個循環繼續的變化。

米拉型變星[编辑]

米拉型變星是非常低溫的紅超巨星,他經歷著非常大的脹縮變化,光度在2.5~11等之間變化著,而變暗之前視星等會在2.5等維持數個月的時間。米拉變星本身是鯨魚座ο星,中名蒭槀增二,光度以332天的週期在2~10等之間變化。

半規則變星[编辑]

通常都是紅超巨星,半規則變化通常是指週期的場合,但也有週期變化不規則的。最著名的例子就是獵戶座的參宿四,他的光度在+0.2~+1.2之間變化。

金牛RV型變星[编辑]

她們是顏色在深淺之間交互變化的黃色超巨星,典型的在30-100天的間隔中會出現兩個光度的峰值,變光的振幅在3-4等,而且,而疊加這些變化的週期將長達數年。她們在最亮時的光譜是F或G,在最暗時的光譜是K或M。

不規則變星[编辑]

它們通常是不具週期性或似乎有週期的紅超巨星,有些可能是缺乏研究的半規則變星,需要更多的觀察以重新分類。

非徑向脹縮[编辑]

非徑向脹縮導因於球體週期性的畸變,例如,一些橢球體形狀的恆星可能導致表面的振盪。

天鵝座α型變星[编辑]

天鵝座α型變星是非徑向脹縮的超巨星,光譜分類屬於Bep至AepIa,週期在數天至數週之間,但典型的變光幅度只有0.1等。由於有許多週期相近的振盪疊加在一起,光度的變化經常是不規則的。例如,天鵝座中最亮的天津四就是這類型變星的標準型。

鯨魚ZZ型變星[编辑]

這種非逕向脹縮形變星的週期非常短,不會超過25分鐘,變光的幅度也只有0.001~0.2等。鯨魚座ZZ可能是一顆光譜型DA的白矮星,或是DAV的白矮星變星。

爆發型變星[编辑]

原恆星(主序前星變星[编辑]

原恆星變星是尚未完成從星雲中凝聚過程的年輕恆星,大多數的原恆星顯示出不規則的光度變化。

赫比格Ae/Be星[编辑]

變化更大的大質量(2-8太陽質量)恆星,被認為是在拱星盤內循著軌道運行的氣體叢集。

獵戶變星[编辑]

獵戶變星是年輕炙熱的前主序星變星,通常仍被埋在星雲內。她們的週期不穩定,變化也有數個星等。一個比較著名的獵戶變星分支是金牛T星,金牛T星變光的原因是恆星表面的星斑和氣體叢集,在拱星盤內循著軌道運行。

獵戶FU型變星[编辑]

這類型變星的位置在反射星雲內,她們的光度在很長的時間內維持一定的光度,然後會逐漸的增加,變化可以達到6個星等。之後光度會下降約2或更多的星等,週期長達數年之久。例如:天鵝座V1057在11年的週期內光度會下降2.5等。獵戶座FU變星的光譜為A到G,並且可能是金牛T變星演化過程中的一個階段。

主序星變星[编辑]

在主序星的變星主要是爆發變星頗令人訝異,她們通常是非常重(沃夫-葉瑞星)和非常亮(鯨魚座UV)的恆星。

沃爾夫-拉葉星[编辑]

沃爾夫-拉葉星是大質量的高溫星,她們經歷週期性的質量爆發,造成平均0.1等的光度變化,恆星光譜線中有變寬的、和的發射譜線。

閃光星[编辑]

耀星也就是鯨魚UV型變星,是非常黯淡的主序星,會規律的發出閃光。它們的亮度會在短短的幾秒鐘內增加2等級,然後在30分鐘或更短的時間內回復原來的光度。有些鄰近的紅矮星是閃光星,像是半人馬座比鄰星沃爾夫359

巨星和超巨星[编辑]

大的恆星很容易流失物質,因此巨星和超巨星是爆發變星是頗為普遍的。

高光度藍變星[编辑]

也稱為劍魚S型變星,已知最明亮的變星都屬於這一型,例如特超巨星海山二(船底座η)和天鵝座P

仙后γ型變星[编辑]

仙后γ型變星是BIII-IVe型的恆星,變光是因為高速的自轉將赤道區域的物質拋出恆星的表面,她們的光度起伏不定,可以達到1.5等。

北冕座R變星[编辑]

雖然在分類上是爆發型的變星,但是這類變星不會經歷週期性的增光,取而代之的是大部分的時間都在最大光度,反而在短時間內光度會突然不規則的降低1~9個星等,然後在幾個月內緩緩的回復到最大亮度。這種變化被認為是塵埃在恆星的大氣層內形成的機制造成的,當塵埃形成並在恆星移動時,溫度終將低至塵埃冷凝的溫度之下,這時光線的傳導會受到遮蔽,於是造成恆星光度下降;當塵埃逐漸消散時,光度也就逐漸回復了。

北冕座R是一顆原恆星,其他的例子包括小熊座Z金牛座SU

爆發雙星[编辑]

獵犬RS型變星[编辑]

這類是有色球活動和閃焰的長周期密近雙星系統,典型的週期在1至4年,活動週期可以和太陽太陽週期比較。這種類型常會縮寫為獵犬座RS,其原型也是食雙星。

激變變星或爆發變星[编辑]

超新星[编辑]

超新星是最戲劇化的激變型變星,可能是宇宙中最激烈的的事件。一顆超新星能在短暫的時間內釋放出相當於整個星系的能量,亮度增加20等級以上。超新星質量數倍於太陽的大質量恆星死亡過程中的現象,恆星的外層以每小時數千公里的高速向外逃逸,剩下來的是一顆波霎。奔離的氣體可能會成為被稱為超新星殘骸的雲氣,最有名的就是蟹狀星雲,是西元1054年在中國北美洲都曾記錄下的超新星造成的雲氣。

超新星也可能經由物質向白矮星的傳輸而產生。如此產生的超新星在變光曲線上的絕對亮度會有明顯的特徵,所以這種超新星可以做為估計其他星系距離的標準燭光。被研究得最多的超新星是位於大麥哲倫星系SN 1987A

新星[编辑]

新星以是戲劇性爆炸的結果,但不同於超新星的是未導致主體的毀滅。它們是很接近的雙星,而且在數十年、數世紀或數千年會再復發。依據它們的光度變化曲線,新星被分為快速、慢或極慢。曾有些裸眼可見的新星被記錄,1975天鵝座新星是在最近歷史上第二亮的新星。

矮新星[编辑]

矮新星是有一顆白矮星的物理雙星,而伴星物質的傳輸使得光度規律性的爆發。矮新星有三種類型:

  • 雙子座U型:這一類型在週期中有5-20天的爆發,跟隨著數百天是安靜不變的期間,在爆發期間光度增加2-6等級。這一類型也稱為天鵝座SS型變星
  • 鹿豹座Z型:這一類型的變星有部分在最大和最小光度之間,光度變化偶爾會停止不變,在所謂高源區發生停頓的現像。
  • 大熊座SU型:這些變星有經常性和小規模的爆發,超大的爆發則很罕見。這些聯星的軌道週期通常在2.5小時以下。

仙女Z型變星[编辑]

這些共生的聯星是由紅巨星和高溫藍星發展出的氣體和塵埃包覆著,它們像新星一樣的爆發,光度的變化可以達到約4星等。

外因變星[编辑]

外因變星有兩個主要的團:自轉變星和食變星。

自轉變星[编辑]

當自轉時,恆星表面具規模的黑子足以顯示出明顯的光度變化,明亮的區域出現時會改變亮度。在磁星,明亮的斑點會出現在磁極。形狀是橢圓形的恆星,當朝向觀測者的面積改變時也會顯示出光度的變化。

非球體變星[编辑]

橢球變星[编辑]

這類變星是非常靠近的雙星,由於相互間的引力作用導致星體成為非球體。而因為星體的自轉使得被觀察到的表面積改變,因而影響到從地球上觀察所能見到的光度。

星斑[编辑]

恆星表面的光度不均勻,有明亮和黑暗的區域(類似太陽黑子)。這些恆星的色球層亮度也許會改變,而因為恆星的自轉造成數成的光度改變。

后发座FK變星[编辑]

這類恆星以高速自轉,導致形狀成為橢圓體。

天龍座BY變星[编辑]

天龍座的這一類變星的光譜屬於K或M型,光度變化少於0.5星等。

磁場[编辑]

獵犬α2型變星[编辑]

獵犬α2型變星是恆星光譜B8至A7的主序帶星,顯然是因為磁場的變化造成0.01至0.1等級的光度波動。

白羊座SX變星[编辑]

這一類型變星光度的變化只有0.1個星等,肇因於高速自轉引起磁場的改變。

可見光波霎[编辑]

少數的波霎可以在可見光中偵測到,這些中子星的光度會隨著自轉改變。由於高速的自轉,亮度的變化也很迅速,都在毫秒到數秒之間。第一顆也是最有名的是蟹狀星雲的中子星。

食雙星[编辑]

外在的改變也會造成光度的變化,從地球上觀察可以找出這些外來的原因。其中最普通的原因是兩顆恆星互繞,也就是這兩顆星組成聯星。從某些角度上觀察,其中一顆星會到另一顆而造成光度的衰減。其中一個很著名的食雙星是大陵五(英仙座β)。

大陵五變星[编辑]

大陵五變星有非常穩定的週期,在週期內有一次或兩次的極小值變化,其餘時間的光度則幾乎不變。這類型的標準星是英仙座的大陵五

天琴β型變星[编辑]

天琴座β型變星是極端靠近的雙星,因漸臺二而得名。這類變星的變光區線經常在改變,因此幾乎不能分辨每次食的確切開始與結束的時刻。

大熊座W型變星[编辑]

這類變星的週期短於一天,兩顆恆星的距離是如此的接近,以致於彼此的表面幾乎接觸到了。

行星凌[编辑]

系外行星如果在地球與母恆星之間穿越恆星的前方,也會造成亮度的變化。與恆星的光度比較,這種變化是非常小的,只有在很精密的觀測下才能被察覺。已經有的例子有HD 209458GSC 02652-01324

相關條目[编辑]

外部鏈結[编辑]