3.亮度有變化的恒星——變星

變星概述

變星是指亮度有起伏變化的恒星。引起恒星亮度變化的原因有幾何的原因(如交食,屏遮)和物理的原因(如脈動(dòng)，爆發(fā))以及兩者兼有(如交食加上兩星間的質(zhì)量交流)。一些恒星在光學(xué)波段的物

射電脈沖星的電磁成像

理?xiàng)l件和光學(xué)波段以外的電磁輻射有變化，這種恒星現(xiàn)在也稱變星。變星命名法由阿格蘭德于1844年創(chuàng)立，每一星座內(nèi)的變星，按發(fā)現(xiàn)的先后，在星座后用R~Z記名。按照亮度和光譜變化的不同，現(xiàn)在把變星分為幾何變星、脈動(dòng)變星和爆發(fā)變星三大類。在三個(gè)大類以下，又可再分為若干次型。脈動(dòng)變星和爆發(fā)變星是物理變星，都屬于不穩(wěn)定恒星。

變星的特征

從變星的概述中我們了解了一些變星的知識(shí)，那么，由于內(nèi)在上沒(méi)有變化，而在其他物理性質(zhì)有變化的或光學(xué)波段以外的電磁輻射有變化的恒星能不能也歸入變星之列？科學(xué)證明是可以的，如光譜變星、磁變星、紅外變星、X射線新星等都屬于變星。

北極星A是明亮的造父變星

有些恒星的亮度變化肉眼就能發(fā)現(xiàn)，但大多數(shù)變星必須用一定的儀器、一定的觀測(cè)技術(shù)才能發(fā)現(xiàn)。照相測(cè)光和光電測(cè)光技術(shù)的應(yīng)用，使變星數(shù)目迅猛增加，1985年開始陸續(xù)出版的第4版《變星總表》已收集了到1982年為止發(fā)現(xiàn)和命名的28450顆變星和變光體。分光技術(shù)提供了變星物理性質(zhì)的重要信息，不僅為發(fā)現(xiàn)變星，也為研究變化的原因提供了條件。但在已知變星中，做過(guò)光譜觀測(cè)的僅占25%左右。

哈勃作出精確測(cè)量的造父變星的星系

少數(shù)變星在發(fā)現(xiàn)亮度變化前已經(jīng)定名，仍繼續(xù)沿用，此外，絕大多數(shù)變星都按國(guó)際通用的命名法命名，即用拉丁字母加上星座名作為變星的名字。對(duì)每一個(gè)星座，按變星發(fā)現(xiàn)的順序，從字母R開始，一直到Z，然后用兩個(gè)字母，從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，從第335個(gè)起，用V335，V336，……，加上星座名。

變星按其光變?cè)?，可以分成?nèi)因變星和外因變星。前者的光變是光度的真實(shí)變化，光譜和半徑也在變，又稱物理變星；而后者的光度、光譜和半徑不變，它們是雙星，光變的原因是由于軌道運(yùn)動(dòng)中子星的相互掩食（稱食雙星或食變星）或橢球效應(yīng)，外因變星又稱為幾何變星或光學(xué)變星。內(nèi)因變星占變星總數(shù)的80%，又可分為脈動(dòng)和爆發(fā)性質(zhì)迥異的兩大類。脈動(dòng)變星占內(nèi)因變星的90%，光變是由星體脈動(dòng)引起的；爆發(fā)變星的光變是由一次或多次周期性爆發(fā)引起的。脈動(dòng)變星和爆發(fā)變星又可以分成若干次型。變星的分類法隨著人們認(rèn)識(shí)的不斷深化而逐漸改變，近年來(lái)發(fā)現(xiàn)越來(lái)越多的雙星不僅是幾何變星，也是物理變星。

可以接收脈沖星信號(hào)的射電望遠(yuǎn)鏡

變星種類繁多，涉及恒星演化的各個(gè)階段，變星的研究必然促進(jìn)恒星理論的發(fā)展；食變星為確定恒星的質(zhì)量、大小等物理量提供了難得的機(jī)會(huì)；造父變星的周光關(guān)系為宇宙尺度提供了基本校準(zhǔn)，新星、超新星的極大亮度可作為粗略的距離指針；變星分屬于中介星族Ⅰ、旋臂星族、盤星族、中介星族Ⅱ和暈星族（見星族）五種不同空間結(jié)構(gòu)次系，對(duì)銀河系結(jié)構(gòu)和動(dòng)力學(xué)的研究也有重要意義。

幾種有趣的變星

脈沖星

脈沖星，就是變星的一種。脈沖星是在1967年首次被發(fā)現(xiàn)的。當(dāng)時(shí)，休伊什的研究生S.J.貝爾，發(fā)現(xiàn)狐貍星座有一顆星發(fā)出一種周期性的電波。經(jīng)過(guò)仔細(xì)分析，科學(xué)家認(rèn)為這是一種未知的天體。因?yàn)檫@種星體不斷地發(fā)出電磁脈沖信號(hào)，人們就把它命名為脈沖星。脈沖星發(fā)射的射電脈沖的周期性非常有規(guī)律。一開始，人們對(duì)此很困惑，甚至曾想到這可能是外星人在向我們發(fā)電報(bào)聯(lián)系。據(jù)說(shuō)，第一顆脈沖星就曾被叫做“小綠人一號(hào)”。1968年有人提出脈沖星是快速旋轉(zhuǎn)的中子星。中子星具有強(qiáng)磁場(chǎng)，運(yùn)動(dòng)的帶電粒子發(fā)出同步輻射，形成與中子星一起轉(zhuǎn)動(dòng)的射電波束。由于中子星的自轉(zhuǎn)軸和磁軸一般并不重合，每當(dāng)射電波束掃過(guò)地球時(shí)，就接收到一個(gè)脈沖。恒星在演化末期，缺乏繼續(xù)燃燒所需要的核反應(yīng)原料，內(nèi)部輻射壓降低，由于其自身的引力作用逐漸坍縮。質(zhì)量不夠大的恒星坍縮后依靠電子的簡(jiǎn)并壓力與引力相抗衡，成為白矮星；而在質(zhì)量比這還大的恒星里面，電子被壓入原子核，形成中子，這時(shí)候恒星依靠中子的簡(jiǎn)并壓力與引力保持平衡，這就是中子星。典型中子星的半徑只有幾千米到十幾千米，質(zhì)量卻在1~2倍太陽(yáng)質(zhì)量之間，因此其密度可以達(dá)到每立方厘米上億噸。由于恒星在坍縮的時(shí)候角動(dòng)量守恒，坍縮成半徑很小的中子星后自轉(zhuǎn)速度往往非?？?。又因?yàn)楹阈谴艌?chǎng)的磁軸與自轉(zhuǎn)軸通常不平行，有的夾角甚至達(dá)到90°，而電磁波只能從磁極的位置發(fā)射出來(lái)，形成圓錐形的輻射區(qū)。

恒星晚年爆炸后形成的星云

星云中心能找到脈沖星

在脈沖星便是中子星的證據(jù)中，其中一個(gè)便是我們?cè)谛窢钚窃拼_實(shí)也發(fā)現(xiàn)了一個(gè)周期約0.033秒的波霎。

脈沖星靠消耗自轉(zhuǎn)能而彌補(bǔ)輻射出去的能量，因而自轉(zhuǎn)會(huì)逐漸放慢。但是這種變慢非常緩慢，以致信號(hào)周期的精確度能夠超過(guò)原子鐘。而從脈沖星的周期就可以推測(cè)出其年齡的大小，周期越短的脈沖星越年輕。

食雙星

兩星在相互引力作用下圍繞公共質(zhì)量中心運(yùn)動(dòng)，其軌道面差不多同我們的視線方向平行時(shí)，就能看到一星被另一星所遮掩而發(fā)生星光變暗現(xiàn)象，這種星稱為食雙星或食變星。

食變星的形成

最早發(fā)現(xiàn)的食雙星是大陵五，它最亮?xí)r為2.13等，最暗時(shí)為3.40等，這是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，損光最多時(shí)整個(gè)雙星成為2.19等。大陵五的軌道周期是2.8673075天。它由平時(shí)亮度降到最暗約需4.9小時(shí)，由最暗回到平時(shí)亮度也約需4.9小時(shí)。

食雙星的光變曲線可分為三種類型：①大陵五型，食外變化較小 ；②漸臺(tái)二型，食外顯著變光，但主極小食甚比次極小食甚暗得多；③大熊座W型,食外顯著變光，但主極小食甚比次極小食甚稍暗。

食變星

分析食雙星的光變曲線，可以比較可靠地求得大星半徑、小星半徑、軌道面傾角、大星或小星光度、反映大星和小星的圓面亮度分布的“臨邊昏暗系數(shù)”等，統(tǒng)稱為測(cè)光軌道解，簡(jiǎn)稱測(cè)光解或測(cè)光軌道要素。如果這雙星又是雙譜分光雙星，并且已有比較可靠的分光軌道解，那么和上面的測(cè)光軌道解結(jié)合起來(lái)，可以得出組成該雙星的兩子星各自的質(zhì)量和半徑。所以，某些食雙星能為人們提供比較可靠的恒星基本參量，成為研究恒星物理和恒星演化的重要基礎(chǔ)之一。但由于大多數(shù)食雙星總有偏離“理想共性”的這樣那樣的“個(gè)性”，已測(cè)出基本物理參量的食雙星不僅數(shù)量少，而且數(shù)據(jù)也不夠精確。

研究食雙星取得的成就是多方面的：①已得到100對(duì)密度近雙星的質(zhì)量、半徑等物理參量；②對(duì)柱二型食雙星中藍(lán)矮星的光穿過(guò)紅超巨星大氣各層的觀測(cè)，得知好些紅超巨星的色球結(jié)構(gòu)和色球活動(dòng)資料；③根據(jù)橢圓軌道食雙星的近星點(diǎn)運(yùn)動(dòng)，推出有關(guān)恒星的內(nèi)部密度分布特點(diǎn)；④根據(jù)兼為食雙星的新星的觀測(cè)資料,通過(guò)對(duì)X射線食雙星的多方研究,以及通過(guò)對(duì)包含脈動(dòng)變星的食雙星和包含耀星的食雙星等的探索,了解到有關(guān)新星、X射線星、脈動(dòng)變星和耀星的一系列物理特性；⑤研究了有關(guān)的X射線星是否為中子星的問(wèn)題；⑥測(cè)得了相接食雙星如仙王座VW、天鵝座V729的X射線，1979年發(fā)現(xiàn)了有射電食的食雙星如蝎虎座AR，這兩項(xiàng)發(fā)現(xiàn)為食雙星研究開拓出新的領(lǐng)域；⑦對(duì)星協(xié)與星團(tuán)中的食雙星的研究，并且同食雙星所在星協(xié)、星團(tuán)的年齡、化學(xué)成分等聯(lián)系起來(lái)，為這些恒星群的研究提供有效線索；⑧在各類雙星中，食雙星是當(dāng)前能夠測(cè)得的最遠(yuǎn)的一類雙星，在其他星系中發(fā)現(xiàn)的食雙星為星系的研究開辟了獨(dú)特的途徑。

食變星

但是食雙星研究中還存在很多問(wèn)題。人類研究了三百多年的大陵五，雖然在1978年得到了雙譜分光雙星分光軌道解，顯著提高了它的物理參量的可靠度，但是對(duì)它的射電爆發(fā)和X射線的實(shí)測(cè)工作和理論解釋都還做得非常不夠。1784年發(fā)現(xiàn)變光的食雙星漸臺(tái)二，其中的較暗星究竟是什么樣的天體，雖經(jīng)多年的高色散光譜分析以及人造衛(wèi)星觀測(cè),至今仍然是個(gè)謎。許多短周期的“相接雙星”的質(zhì)量交流與能量交流的動(dòng)力學(xué)和物理問(wèn)題還不清楚。球狀星團(tuán)成員星中有沒(méi)有物理雙星也是一個(gè)在演化上尚待解決的重要問(wèn)題。

仙女座大星云與地球相撞想象圖