“变星”是怎么一回事呢

　　变星 - 基本概述

　　变星(variablestar)星光强度有变化的恒星。亮度的变化可以是周期的，半规则的或完全不规则的。按光变的起源和特征，可将变星划分为3大类：食变星、脉动星和爆发星。食变星是双星系统中的一个子星。当从地球上看去，该子星是在其伴星之前通过时，部分地屏遮住伴星的光;而伴星在该子星之前通过时，又部分地屏遮住该子星的光。每当上述情况发生时，双星系统的亮度会出现起伏。双星大陵五可能是最具有代表性的一个食变星。大陵五的西语名称是algol，意为闪烁之魔。另外两种类型的变星和食变星不同。它们都是自身变光的变星。也就是说，它们发出的辐射能随时间而改变。脉冲变星是自身周期地膨胀和收缩，致使它们的亮度和大小都有脉动。造父变星和天琴RR型是脉动变星的两种典型代表。爆发变星中包括新星、超新星等。突然爆发出辐射能的变星。亮度的突然增大只持续很短时间，随后又缓慢变暗。

　　变星 - 科学分析

　　变星(variablestar)由于内在的物理原因或外界的几何原因而发生亮度变化的恒星。有些恒星虽然亮度没有变化，但其他物理性质有变化的或光学波段以外的电磁辐射有变化的也归入变星之列，如光谱变星、磁变星、红外变星、X射线新星等。变星命名法由阿格兰德于1844年创立，每一星座内的变星，按发现的先后，在星座后用R—Z记名。按照亮度和光谱变化的不同，现在把变星分为几何变星、脉动变星和爆发变星三大类。在三个大类以下，又可再分为若干次型。脉动变星和爆发变星是物理变星，都属于不稳定恒星。

　　有些恒星的亮度变化肉眼就能发现，但大多数变星必须用一定的仪器、一定的观测技术才能发现。照相测光和光电测光技术的应用，使变星数目迅猛增加，1985年开始陆续出版的第4版《变星总表》已收集了到1982年为止发现和命名的28450颗变星和变光体。分光技术提供了变星物理性质的重要信息，不仅为发现变星，也为研究变化的原因提供了条件。但在已知变星中，做过光谱观测的仅占25%左右。少数变星在发现亮度变化前已经定名，仍继续延用，绝大多数变星都按国际通用的命名法命名，即用拉丁字母加上星座名作为变星的名字。对每一个星座，按变星发现的顺序，从字母R开始，一直到Z，然后用两个字母，从RR，RS起到ZZ，再用前面的字母AA，AB，……，一直到QZ，其中字母J完全不用，从第335个起，用V335，V336，……，加上星座名。

　　变星 - 星系分类

　　变星按其光变原因，可以分成内因变星和外因变星。前者的光变是光度的真实变化，光谱和半径也在变，又称物理变星;而后者的光度、光谱和半径不变，它们是双星，光变的原因是由于轨道运动中子星的相互掩食(称食双星或食变星)或椭球效应，外因变星又称为几何变星或光学变星。内因变星占变星总数的80%，又可分为脉动和爆发性质迥异的两大类。脉动变星占内因变星的90%，光变是由星体脉动引起的;爆发变星的光变是由一次或多次周期性爆发引起的。脉动变星和爆发变星又可以分成若干次型。变星的分类法随着人们认识的不断深化而逐渐改变，近年来发现越来越多的双星不仅是几何变星，也是物理变星。

　　变星种类繁多，涉及恒星演化的各个阶段，变星的研究必然促进恒星理论的发展;食变星为确定恒星的质量、大小等物理量提供了难得的机会;造父变星的周光关系为宇宙尺度提供了基本校准，新星、超新星的极大亮度可作为粗略的距离指针;变星分属于中介星族Ⅰ、旋臂星族、盘星族、中介星族Ⅱ和晕星族五种不同空间结构次系，对银河系结构和动力学的研究也有重要意义。

　　变星 - 物理变星

　　物理变星是指由本身物理原因(例如，由于辐射出来的总能量发生了变化)而引起亮度变化的恒星，这类恒星是不稳定恒星。在已发现的两万多颗变星中，大部分都是物理变星。亮度的变化是这类变星的重要特征，这可能是由于存在周期性脉动，不规则性的迸发，或者是发生巨大的毁灭性的爆炸等原因引起的。因此，物理变星又可分为许多类型。其中大多数为脉动变星，爆发变星。由于这类变星对科学研究具有特别重要的意义，而且研究它们困难很大，因此，格外引起科学工作者们的重视。

　　物理变星可分为许多类型，其中大多数为脉动变星，爆发变星。爆发变星是一种亮度突然激烈增强的变星。造成这类变星光度变化的原因是星体本身的爆发。爆发前，星体处于相对稳定(或缓慢变化)的状态，一旦爆发星体的亮度可以迅速增加到原来的几千或几亿倍，有的甚至在白天都可见到。经过一段时期又逐渐暗弱下来，一部分爆发变星，有人又称之为灾变变星。爆发变星爆发的规模又大有小，亮度

　　的变化也有大有小，有的星爆发还不止一次。爆发变星可以包括许多类型，例如，新星、超新星、再发新星、矮新星、类新星、耀星等。耀星是指几秒到几十秒内亮度突然增亮，经过十几分钟或几十分钟后慢慢复原的一类特殊的变星。它们的亮度在平时基本上不变，亮度增大时有的可增加到百倍以上。但这样的亮度只能维持十几到几十分钟，看起来好像是一次闪耀，所以取名耀星。

　　1924年发现船底座DH星有这样的现象。1924年发现鲸鱼座UV星亮度在三分钟内增强11倍。观测最多的是太阳附近的耀星。半人马座比邻星就是一颗耀星。星团星协中也发现了耀星，昴星团最多，460多颗;猎户座大星云区次之，300多颗。绝大多数的耀星是极小又冷的红矮星，光度很低，耀亮的时间又短，因此，只有离太阳较近的耀星才能被我们认出来。不过，耀星的实际数目很多。如果用一架大型望远镜观测，平均每90分钟就可见到一次耀亮，据估计，银河系的恒星中，约80%—90%可归入耀亮的范畴。耀星表面存在局部活动区，耀亮就发生在这些区域，并且在同一区域可发生多次，这一点与太阳耀斑活动相似，但耀亮时辐射能量要比太阳耀斑的能量大100--1000倍.

　　变星 - 食变星

　　食变星是一种双星系统，两颗恒星互相绕行的轨道几乎在视线方向，这两颗恒星会交互通过对方，造成双星系统的光度发生周期性的变化。两星在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，其轨道面差不多同我们的视线方向平行时，就能看到一星被另一星所遮掩(就象日食、月食那样)而发生星光变暗现象，Holland，这种星称为食双星或食变星。最早发现的食双星是大陵五(英仙座β)，D.ReidelPubl.Co.，它最亮时为2.13等(光电目视星等，下同)，最暗时(称为主极小食甚)为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。PergamonPress，乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等(称为次极小食甚)。大陵五的轨道周期是2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时，由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。

　　变星 - 脉动变星

　　脉动变星是指由脉动引起亮度变化的恒星。这些变星亮度的变化，可能是由于恒星体内(自身的大气层)一会儿膨胀，一会而收缩，这种周期性的变化而引起的。恒星周期性的膨胀与收缩，必然引起恒星半径周期性的增大与减小，恒星的表面积也周期性的增加与减少，温度和总辐射能量都发生变化，因而光度也周期性的增大与减小，看起来它的亮度也周期性的变亮与变暗。其颜色，光谱型和视向速度，有时还有磁场，也都随之发生变化。

　　在已发现的变星中，脉动变星占了一半以上，银河系中约有200万个。脉动变星的周期可以相差很大，短的在一小时以下，长至几百天甚而10年以上。星等变化从大于10到小于千分之几都有。根据亮度变化曲线的形状，脉动变星可分为规则的，半规则的和不规则的三种不同的类型。规则的，按亮度变化周期长短分为短周期造父变星(如天琴座RR变星)，长周期造父变星(如经典造父变星);半规则的，亮度变化有一定规律但周期不定，或者平均亮度不变，如金牛座RV变星。脉动变星的密度和绝对光度都与脉动周期有一定的关系，这些为研究恒星的物理本质和宇宙尺度提供了重要的依据。

　　在周期的脉动变星中，有一颗叫萄藁增二(鲸鱼座O星)的最著名。这颗星是在1596年，荷兰的法布里修斯观测鲸鱼座时，发现了一颗从未见到过的星，而且亮度较大是颗1等星。可是过了几个月，这颗星逐渐暗淡下来，最后消失不见了。他觉得奇怪，便称其为“怪星”。这颗星最暗时的星等为10等，一般在6等以下的星星，肉眼很难看见。1638年霍耳沃达第一次确认它的亮度变化，它的亮度变化周期介于320—370天之间，平均为332天。这颗星亮度变化很大，从1等星降至10等之内。人们将这类变星称为长周期变星。它们光变周期一般在90—700天之内。

　　变星 - 新星

　　古希腊哲学家亚里士多德曾经认为星空是永远不变的。但是到了1572年，第古·布拉赫宣布在天上发现了一颗新星，这就是中国《明史稿》中的记载“明隆庆六年冬十月丙辰，彗星见于东北方，至万历二年四月乃没”所指的那个天体。时隔三十余年，开普勒又于1604年在蛇夫座中发现了一颗新星，这就是中国史籍中记载的出现在明朝万历三十二年的尾分客星。这样，“星空不变”的古老观念被打破了，实际上，公元前204年在牧夫座出现的一颗新星就被中国史书《汉书》记载了：“汉高帝三年七月有星孛于大角(牧夫座α)，旬余乃入。”这是人类历史上对新星最早的记载之一。

　　一颗典型的新星，起亮度在几天之内可以增加一万倍以上，亮度的最大值可以维持几个小时，然后再逐渐转暗。转暗的速度比增亮时的速度要慢的多。新星最亮的时候，其绝对光度可达太阳光度的10万倍。只不过它的距离太遥远了，在地球上的人们看来还是一颗星。新星爆发时释放出的能量可达10^38焦。这意味着，它在几百天中释放的能量相当于我们的太阳在10万年中所产生能量的总和。根据对新星光谱的研究，天文学家们知道了关于新星的一些细节。新星爆发十，半径会增加到太阳半径的100~300倍，而爆发结束后，体积却又会缩小;爆发十，星壳无限制地向外膨胀，永远离开星核而去，变成了稀薄的星际介质;爆发时恒星损失的质量可达10^26千克，这差不多相当于太阳质量的万分之一。

　　新星是亮度在短时间内(几小时至几天)突然剧增，然后缓慢减弱的一类变星，星等增加的幅度多数在9等到14等之间。由于新星在发亮之前一般都很暗，甚至用大望远镜也看不到，而一旦发亮后，有的用肉眼就能看到，因此在历史上被称为“新星”。实际上，新星不是新产生的恒星。现在一般认为，新星产生在双星系统中。这个双星系统中的一颗子星是体积很小、密度很大的矮星，另一颗则是巨星。两颗子星相距很近，巨星的物质受到白矮星的吸引，向白矮星流去。这些物质的主要成分是氢。落进白矮星的氢使得白矮星“死灰复燃”，在其外层发生核反应，从而使白矮星外层爆发，成为新星。新星爆发以后，所产生的气壳被抛出。气壳不断膨胀，半径增大，密度减弱，最后消散在恒星际空间中。随着气壳的膨胀和消散，新星的亮度也就缓慢减弱了下去。

　　变星 - 超新星

　　当恒星爆发时的绝对光度超过太阳光度的100亿倍、中心温度可达100亿摄氏度，新星爆发时光度的10万倍时，就被天文学家称为超新星爆发了。一颗超新星在爆发时输出的能量可高达(10)^43焦，这几乎相当于我们的太阳在它长达100亿年的主序星阶段输出能量的总和。超新星爆发时，抛射物质的速度可达10000千米/秒，光度最大时超新星的直径可大到相当于太阳系的直径。1970年观测到的一颗超新星，在爆发后的30天中直径以5000千米/秒的速度膨胀，最大时达到3倍太阳系直径。在这之后直径又开始收缩。超新星爆发事件就是一颗大质量恒星的“暴死”。对于大质量的恒星，如质量相当于太阳质量的8~20倍的恒星，由于质量的巨大，在它们演化的后期，星核和星壳彻底分离的时候，往往要伴随着一次超级规模的大爆炸。这种爆炸就是超新星爆发。现已证明，1572年和1604年的新星都属于超新星。在银河系和许多河外星系中都已经观测到了超新星，总数达到数百颗。可是在历史上，人们用肉眼直接观测到并记录下来的超新星，却只有6颗。

　　超新星是爆发规模更大的变星，亮度的增幅为新星的数百至数千倍(相当于再增加6至9个星等)，抛出的气壳速度可超过1万千米。超新星是恒星所能经历的规模最大的灾难性爆发。超新星爆发的形式有两种。一种是质量与太阳差不多的恒星，是双星系统的成员，并且是一颗白矮星。这类爆发与新星的差别是核反应发生在核心，整个星体炸毁，变成气体扩散到恒星际空间。还有一种超新星，原来的质量比太阳大很多倍，不一定是双星系统成员。这类大质量恒星在核反应的最后阶段会发生灾难性的爆发，大部分物质成气壳抛出，但中心附近的物质留下来，变成一颗中子星。

　　变星 - T型变星

　　金牛座T型变星是一种不规则变星，光谱型为G～M型﹐典型星是金牛座T，是乔伊于1945年首先发现的。金牛座T型变星和弥漫星云密切成协，并成集团出现，常构成T星协主要成员。有人估计在太阳周围一千秒差距内约有12，000个金牛座T型变星，整个银河系内的总数达100万个。这类变星都具有非周期的不规则光变，或快速的光变迭加在长期的缓慢光变上。最大变幅为5个星等，一般为1～2个星等。近年来还发现在红外波段上也有光变。它们的光谱都是在一晚型光球上迭加一系列发射线。最强的发射线是巴耳末线和电离钙CaⅡ的H和K线。经常出现电离铁FeⅡ﹑电离钛TiⅡ﹑中性铁FeⅠ及中性钙CaⅠ等发射线和低激发金属原子谱线。在蓝紫区都有一重迭的连续发射光谱区。在个别情况下，这一连续发射特别强烈﹐致使光球吸收光谱全被淹没，在一些亮的金牛座T型星的高色散光谱中，大多数吸收谱线都被加宽。说明它们有较大的自转速度。有不少金牛座T型星具有天鹅座P型星光砖o也就是说，在强发射线轮廓偏短波一端出现吸收线﹐这说明它们向外抛射物质。质量损失率估计为每年10～10太阳质量。少数金牛座T型星有反天鹅座P型星光谱，说明有物质向内陷落的现象。某些金牛座T型星中有高达12%的偏振。金牛座T型星的锂丰度比太阳大气高出约2个数量级，并且有红外色余。现已测得金牛座T星的射电辐射。目前话闳衔?o金牛座T型星是一种正处在引力收缩阶段的主星序前恒星。

　　变星 - 造父变星

　　造父变星(Cepheidvariablestar)一类高光度周期性脉动变星，也就是其亮度随时间呈周期性变化。因典型星仙王座δ而得名。仙王座δ星最亮时为3.7星等，最暗时只有4.4星等，这种变化很有规律，周期为5天8小时47分28秒。这称作光变周期。这类星的光变周期有长有短，但大多在1至50天之间，而且以5至6天为最多。由于我国古代将仙王座δ称作“造父一”，所以天文学家便把此类星都叫做造父变星。人们熟悉的北极星也是一颗造父变星。科学家们经过研究发现，这些变星的亮度变化与它们变化的周期存在着一种确定的关系，光变周期越长，亮度变化越大。人们把这叫做周光关系，并得到了周光关系曲线。以后在测量不知距离的星团、星系时，只要能观测到其中的造父变星，利用周光关系就可以将星团、星系的距离确定出来。因此，造父变星被人们誉为“量天尺”。

　　1912年，美国天文学家勒维特(Leavitt)在研究大麦哲伦星云和小麦哲伦星云时，在小麦哲伦星云中发现25颗变星，其亮度越大，光变周期越大，极有规律，称为周光关系。由于小麦哲伦星云距离我们很远，而小麦哲伦星云本身和距离相比很小，于是可以认为小麦哲伦星云中的变星距离我们一样远。这样，天文学家就找到了比较造父变星远近的方法：如果两颗造父变星的光变周期相同则认为它们的光度就相同。这样只要用其他方法测量了较近造父变星的距离，就可以知道周光关系的参数，进而就可以测量遥远天体的距离。但是造父变星本身太暗淡，能够用来测量的河外星系很少。其他的测量遥远天体的方法还有利用天琴座RR变星以及新星等方法。造父变星在可见光波段，光变幅度0.1～2等。光变周期大多在1～50天范围内，也有长达一二百天的。

　　造父变星实际上包括两种性质不同的类型：星族Ⅰ造父变星(或称经典造父变星)和星族Ⅱ造父变星(或称室女W型变星)，它们有各自的周光关系和零点，对相同的周期，前者的光度比后者小1.4等左右。造父变星光谱由极大时的F型变到极小时的G～K型，谱线有周期性位移，视向速度曲线的形状大致是光变曲线的镜像反映。这意味着亮度极大出现在星体膨胀通过平衡半径的时刻(膨胀速度最大)而不是按通常想象那样发生在星体收缩到最小，因而有效温度最高的时刻，位相差0.1～0.2个周期。这种极大亮度落后于最小半径的位相滞后矛盾，被解释为星面下薄薄的电离氢区在脉动过程中跟辐射进行的相互作用而引起的现象。