亮度有变化的恒星

3.亮度有变化的恒星——变星

变星概述

变星是指亮度有起伏变化的恒星。引起恒星亮度变化的原因有几何的原因(如交食,屏遮)和物理的原因(如脉动，爆发)以及两者兼有(如交食加上两星间的质量交流)。一些恒星在光学波段的物

射电脉冲星的电磁成像

理条件和光学波段以外的电磁辐射有变化，这种恒星现在也称变星。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。

变星的特征

从变星的概述中我们了解了一些变星的知识，那么，由于内在上没有变化，而在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恒星能不能也归入变星之列？科学证明是可以的，如光谱变星、磁变星、红外变星、X射线新星等都属于变星。

北极星A是明亮的造父变星

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。

哈勃作出精确测量的造父变星的星系

少数变星在发现亮度变化前已经定名，仍继续沿用，此外，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。

可以接收脉冲星信号的射电望远镜

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（见星族）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。

几种有趣的变星

脉冲星

脉冲星，就是变星的一种。脉冲星是在1967年首次被发现的。当时，休伊什的研究生S.J.贝尔，发现狐狸星座有一颗星发出一种周期性的电波。经过仔细分析，科学家认为这是一种未知的天体。因为这种星体不断地发出电磁脉冲信号，人们就把它命名为脉冲星。脉冲星发射的射电脉冲的周期性非常有规律。一开始，人们对此很困惑，甚至曾想到这可能是外星人在向我们发电报联系。据说，第一颗脉冲星就曾被叫做“小绿人一号”。1968年有人提出脉冲星是快速旋转的中子星。中子星具有强磁场，运动的带电粒子发出同步辐射，形成与中子星一起转动的射电波束。由于中子星的自转轴和磁轴一般并不重合，每当射电波束扫过地球时，就接收到一个脉冲。恒星在演化末期，缺乏继续燃烧所需要的核反应原料，内部辐射压降低，由于其自身的引力作用逐渐坍缩。质量不够大的恒星坍缩后依靠电子的简并压力与引力相抗衡，成为白矮星；而在质量比这还大的恒星里面，电子被压入原子核，形成中子，这时候恒星依靠中子的简并压力与引力保持平衡，这就是中子星。典型中子星的半径只有几千米到十几千米，质量却在1~2倍太阳质量之间，因此其密度可以达到每立方厘米上亿吨。由于恒星在坍缩的时候角动量守恒，坍缩成半径很小的中子星后自转速度往往非常快。又因为恒星磁场的磁轴与自转轴通常不平行，有的夹角甚至达到90°，而电磁波只能从磁极的位置发射出来，形成圆锥形的辐射区。

恒星晚年爆炸后形成的星云

星云中心能找到脉冲星

在脉冲星便是中子星的证据中，其中一个便是我们在蟹状星云确实也发现了一个周期约0.033秒的波霎。

脉冲星靠消耗自转能而弥补辐射出去的能量，因而自转会逐渐放慢。但是这种变慢非常缓慢，以致信号周期的精确度能够超过原子钟。而从脉冲星的周期就可以推测出其年龄的大小，周期越短的脉冲星越年轻。

食双星

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而发生星光变暗现象，这种星称为食双星或食变星。

食变星的形成

最早发现的食双星是大陵五，它最亮时为2.13等，最暗时为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等。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。

食双星的光变曲线可分为三种类型：①大陵五型，食外变化较小 ；②渐台二型，食外显著变光，但主极小食甚比次极小食甚暗得多；③大熊座W型,食外显著变光，但主极小食甚比次极小食甚稍暗。

食变星

分析食双星的光变曲线，可以比较可靠地求得大星半径、小星半径、轨道面倾角、大星或小星光度、反映大星和小星的圆面亮度分布的“临边昏暗系数”等，统称为测光轨道解，简称测光解或测光轨道要素。如果这双星又是双谱分光双星，并且已有比较可靠的分光轨道解，那么和上面的测光轨道解结合起来，可以得出组成该双星的两子星各自的质量和半径。所以，某些食双星能为人们提供比较可靠的恒星基本参量，成为研究恒星物理和恒星演化的重要基础之一。但由于大多数食双星总有偏离“理想共性”的这样那样的“个性”，已测出基本物理参量的食双星不仅数量少，而且数据也不够精确。

研究食双星取得的成就是多方面的：①已得到100对密度近双星的质量、半径等物理参量；②对柱二型食双星中蓝矮星的光穿过红超巨星大气各层的观测，得知好些红超巨星的色球结构和色球活动资料；③根据椭圆轨道食双星的近星点运动，推出有关恒星的内部密度分布特点；④根据兼为食双星的新星的观测资料,通过对X射线食双星的多方研究,以及通过对包含脉动变星的食双星和包含耀星的食双星等的探索,了解到有关新星、X射线星、脉动变星和耀星的一系列物理特性；⑤研究了有关的X射线星是否为中子星的问题；⑥测得了相接食双星如仙王座VW、天鹅座V729的X射线，1979年发现了有射电食的食双星如蝎虎座AR，这两项发现为食双星研究开拓出新的领域；⑦对星协与星团中的食双星的研究，并且同食双星所在星协、星团的年龄、化学成分等联系起来，为这些恒星群的研究提供有效线索；⑧在各类双星中，食双星是当前能够测得的最远的一类双星，在其他星系中发现的食双星为星系的研究开辟了独特的途径。

食变星

但是食双星研究中还存在很多问题。人类研究了三百多年的大陵五，虽然在1978年得到了双谱分光双星分光轨道解，显著提高了它的物理参量的可靠度，但是对它的射电爆发和X射线的实测工作和理论解释都还做得非常不够。1784年发现变光的食双星渐台二，其中的较暗星究竟是什么样的天体，虽经多年的高色散光谱分析以及人造卫星观测,至今仍然是个谜。许多短周期的“相接双星”的质量交流与能量交流的动力学和物理问题还不清楚。球状星团成员星中有没有物理双星也是一个在演化上尚待解决的重要问题。

仙女座大星云与地球相撞想象图