蒭藁變星
特徵[编辑]
蒭藁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。早期的模型假設蒭藁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%的蒭藁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蒭藁變星的三維模型。
雖然多數的蒭藁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的光譜有明顯的碳譜線，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。有些蒭藁變星也是邁射（MASER，Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation）的來源。
有少部分的蒭藁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蒭藁變星上，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蒭藁變星會在熱脈動的階段。但是多數的蒭藁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。
蒭藁變星是有志於觀測變星的業餘天文學家最普遍的目標，因為它們有剧烈的亮度變化。有些蒭藁變星（包括蒭藁增二(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]
- ^ First Surface-resolved Results with the IOTA Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in AGB stars （页面存档备份，存于互联网档案馆）, 2006
- ^ Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira, 1992
- ^ Asymmetries in the atmosphere of Mira, 1991
- ^ Surface imaging of long-period variable stars, 1999
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