變星
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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。
多數恆星在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。然而有許多恆星的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。
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[编辑] 發現史
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"不可思異的恆星")。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，大凌五變星早在1669年就被蒙坦雷(Geminiano Montanari)發現；從1850年起，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。
[编辑] 變星的類型
大部分的變星都會產生光度的變化，但是也有些變星只是光譜發生變化。結合光度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。
[编辑] 變星的觀測
變星觀測通常藉由光學和光譜學分析。經由比較變星和已知亮度的非變星間的亮度變化，進而得到其光度曲線。對規則變星來說，較容易確立其光度變化的週期與振幅大小，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。 業餘天文學藉由和同一望遠鏡視野中之已知光度不變的恆星相比較，估計光度變化的幅度與標示光度變化時間來建立光度曲線，對變星這個領域科學研究有相當大的幫助。美國變星觀測協會（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。 由光度曲線可得到下列資訊：
- 光度變化是否為週期性、半週期性、不規則或者為獨一無二的？
- 光度波動的週期為多少？
- 光度曲線的形狀（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）
由頻譜分析可得到下列資訊：
- 為哪一種類型的恆星：溫度為多少、光譜分類（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）
- 頻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）
- 目前已發現光度的變化和頻譜有高相關性。（比如說雖然在可見光波段光度有很大的改變，但在紅外光波段幾乎沒有變化）
- 如果頻譜的波長發生偏移則表示發生位移（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)
- 恆星的強磁場透露本身的頻譜。
- 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。
[编辑] Interpretation of observations
Combining light curves with spectral data often gives a clue as to the changes that occur in a variable star. For example, a pulsating star betrays itself in its spectrum because its surface periodically moves to and from us, in the same tempo as its brightness varies.
About two thirds of all variable stars appear to be pulsating. Astronomer Arthur Stanley Eddington in the 1930s found the explanation: he showed that the mathematical equations that describe the interior of a star, may lead to instabilities that cause a star to pulsate. The most common type of instability is related to oscillations in the degree of ionization in outer, convective, layers of the star.
Suppose the star is in the swelling phase. Its outer layers expand, which will cause them to cool. Because of the decreasing temperature the degree of ionization also decreases. This will make the gas more transparent, and thus make it easier for the star to radiate its energy. This in turn will make the star start to contract. The gas is thereby compressed, it is heated and the degree of ionization will again increase. This makes the gas more opaque, and radiation will temporarily become captured in the gas. This will heat the gas further, leading it to expand once again. Thus a cycle of expansion and compression (swelling and shrinking) is maintained.
The pulsation of cepheids is known to be driven by oscillations in the ionization of helium (from He++ to He+ and back to He++).
[编辑] 變星的命名
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R到Z來編號，例如：仙女座R。這種命名法是Friedrich W. Argelander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。
[编辑] 類型
變星可以是本質的或外因的其中一種類別。
- 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)影響倒視亮度，或是自轉速度太快變成橢圓球的形狀。
這些次集團本身都可以依照具體的變化，以她們的原型名稱再命名成更細的小集團。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。
[编辑] 本質變星
一些這類變星的分類、型態與例子如下：
[编辑] 脈動變星
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。
[编辑] 造父和似造父變星
這一類別包含幾種很規律的膨脹和收縮的脈動變星，通常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。這些變星的顏色從黃色到紅色都有，也就是光譜類型在由A到M的範圍。
[编辑] 造父δ型變星
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。
[编辑] 室女座W型變星
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。
[编辑] 天琴座RR型變星
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。
[编辑] 盾牌座δ型變星
盾牌座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。
[编辑] 鳳凰座SX型變星
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座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。
[编辑] 早期光譜型(O或B)的藍白色變星
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。
[编辑] 仙王座β型變星
仙王座β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，在收縮至最小十光度最亮。
[编辑] 望遠鏡座PV型變星
這一型的變星是氦的超巨星，變光週期在0.1～1天之間，光度變化的平均值為0.1等。
[编辑] 長週期和半規則變星
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。
[编辑] 米拉型變星
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。
[编辑] 半規則變星
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。
[编辑] 金牛座RV型變星
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。
[编辑] 不規則變星
她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。
[编辑] 非徑向脹縮
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。
[编辑] 天鵝座α型變星
天鵝座α型變星式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。
[编辑] 鯨魚座ZZ型變星
這種非逕向帳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是一顆白矮星，是光譜型DA的白矮星，或是DAV的白矮星變星。
[编辑] 爆發型變星
[编辑] 原恆星(前主序星變星)
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。
[编辑] 赫比格Ae/Be 星
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。
[编辑] 獵戶變星
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變星，金牛 T 變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。
[编辑] 獵戶座 FU 變星
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。
[编辑] 主序星變星
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。
[编辑] 沃夫—瑞葉變星
沃夫—瑞葉變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氦、氮、碳、和氧的發射譜線。
[编辑] 閃光星
閃光星也就是鯨魚座 UV，是非常黯淡的主序星，會規律的發出閃光。她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和沃爾夫359。
[编辑] 巨星和超巨星
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。
[编辑] 光輝藍變星
也稱為天龍座 S變星，已知最明亮的變星都屬於這一型，例如超巨星的船底座η和天鵝座 P。
[编辑] 仙后座 γ變星
仙后座 γ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。
[编辑] 北冕座 R 變星
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和金牛座 SU。
[编辑] 爆發雙星
[编辑] RS Canum Venaticorum variables
These are close binary systems with a longer period chromospheric activity, including flares, that typically last 1-4 years. This activity cycle is comparable to the solar cycle of the Sun. The type is often abbreviated RS CVn. The prototype of this class is also an eclipsing binary.
[编辑] Cataclysmic or explosive variable stars
[编辑] 超新星
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年在中國和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的SN 1987A。
[编辑] 新星
新星e are also the result of dramatic explosions, but unlike supernovae do not result in the destruction of the progenitor star. They form in close binary systems, and may recur over periods of decades to centuries or millennia. Novae are categorised as fast, slow or very slow, depending on the behaviour of their light curve. Several naked eye novae have been recorded, Nova Cygni 1975 being the brightest in the recent history, reaching 2nd magnitude.
[编辑] 矮新星
Dwarf novae are double stars involving a white dwarf star in which matter transfer between the component gives rise to regular outbursts. There are three types of dwarf nova:
- U Geminorum stars, which have outbursts lasting roughly 5-20 days followed by quiet periods of typically a few hundred days. During an outburst they brighten typically by 2 - 6 magnitudes. These stars are also known as SS Cygni variables.
- Z Camelopardalis stars, in which occasional plateaux of brightness called standstills are seen, part way between maximum and minimum brightness.
- SU Ursae Majoris stars, which undergo both frequent small outbursts, and rarer but larger superoutbursts. These binary systems usually have orbital periods of under 2.5 hours.
[编辑] 仙女座Z變星
These symbiotic binary systems are composed of a red giant and a hot blue star envelloped in a cloud of gas and dust. They undergo nova-like outbursts with amplitudes of some 4 magnitudes.
[编辑] 外因變星
There are two main groups of extrinsic variables: rotating, and eclipsing stars.
[编辑] 自轉變星
Stars with sizable sunspots may show significant variations in brightness as they rotate, and brighter areas of the surface are brought into view. Bright spots also occur at the magnetic poles of magnetic stars. Stars with ellipsoidal shapes may also show changes in brightness as they present varying areas of their surfaces to the observer.
[编辑] 非球體變星
[编辑] 橢球變星
These are very close binaries, the components of which are non-spherical due to their mutual gravitation. As the stars rotate the area of their surface presented towards the observer changes and this in turn affects their brightness as seen from Earth.
[编辑] 星斑
The surface of the star is not uniformly bright, but has darker and brighter areas (like the sun's solar spots). The star's chromosphere too may vary in brightness. As the star rotates we observe brightness variations of a few tenths of magnitudes.
[编辑] 后发座FK變星
These stars rotate extremely fast; hence they are ellipsoidal in shape.
[编辑] 天龍座BY變星
BY Draconis stars are of spectral class K or M and vary by less than 0.5 magnitudes.
[编辑] 磁場(Magnetic fields)
[编辑] Alpha2 Canum Venaticorum variables
α2 (alpha2) Canum Venaticorum variables are main sequence stars of spectral class B8 - A7 that show fluctuations of 0.01 to 0.1 magnitudes due to changes in their magnetic fields.
[编辑] 白羊座 SX 變星
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。
[编辑] 可見光波霎
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。
[编辑] 食雙星
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，其中一顆星會食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)。
[编辑] 大陵五變星
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。
[编辑] 天琴座β型變星
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。
[编辑] 大熊座W 型變星
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。
[编辑] 行星凌
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 209458 和 GSC 02652-01324。
[编辑] 相關條目
- 變星列表(List of known variable stars)
[编辑] 外部鏈結
- 美國變星協會(AAVSO)
- WWW.SEMIREGULAR.COM WEB-service where variable star observers can manage and report their observations
- GCVS變星分類
