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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))以及兩者都兼有(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)在稱變星。 10 本詞條 無基本信息模塊, 歡迎各位 編輯詞條，額外獲取10個(gè)積分。 目錄 1 基本概述 3 星系分類 4 物理變星 5 食變星 7 新星 8 超新星 9 T型變星 10 造父變星 展開 變星（variablestar）星光強(qiáng)度有變化的恒星。亮度的變化可以是周期的，半規(guī)則的或完全不規(guī)則的。按光變的起源和特征，可將變星劃分為3大類：食變星、脈動(dòng)星和爆發(fā)星。食變星是雙星系統(tǒng)中的一個(gè)子星。當(dāng)從地球上看去，該子星是在其伴星之前通過時(shí)，部分地屏遮住伴星的光；而伴星在該子星之前通過時(shí)，又部分地屏遮住該子星的光。每當(dāng)上述情況發(fā)生時(shí)，雙星系統(tǒng)的亮度會(huì)出現(xiàn)起伏。雙星大陵五可能是最具有代表性的一個(gè)食變星。大陵五的西語名稱是algol，意為閃爍之魔。另外兩種類型的變星和食變星不同。它們都是自身變光的變星。也就是說，它們發(fā)出的輻射能隨時(shí)間而改變。脈沖變星是自身周期地膨脹和收縮，致使它們的亮度和大小都有脈動(dòng)。造父變星和天琴RR型是脈動(dòng)變星的兩種典型代表。爆發(fā)變星中包括新星、超新星等。突然爆發(fā)出輻射能的變星。亮度的突然增大只持續(xù)很短時(shí)間，隨后又緩慢變暗。 變星(variablestar)由于內(nèi)在的物理原因或外界的幾何原因而發(fā)生亮度變化的恒星。有些恒星雖然亮度沒有變化，但其他物理性質(zhì)有變化的或光學(xué)波段以外的電磁輻射有變化的也歸入變星之列，如光譜變星、磁變星、紅外變星、X射線新星等。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。 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，做過光譜觀測(cè)的僅占25％左右。少數(shù)變星在發(fā)現(xiàn)亮度變化前已經(jīng)定名，仍繼續(xù)延用，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)颍梢苑殖蓛?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，近年來發(fā)現(xiàn)越來越多的雙星不僅是幾何變星，也是物理變星。 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。 物理變星是指由本身物理原因(例如，由于輻射出來的總能量發(fā)生了變化)而引起亮度變化的恒星，這類恒星是不穩(wěn)定恒星。在已發(fā)現(xiàn)的兩萬多顆變星中，大部分都是物理變星。亮度的變化是這類變星的重要特征，這可能是由于存在周期性脈動(dòng)，不規(guī)則性的迸發(fā)，或者是發(fā)生巨大的毀滅性的爆炸等原因引起的。因此，物理變星又可分為許多類型。其中大多數(shù)為脈動(dòng)變星，爆發(fā)變星。由于這類變星對(duì)科學(xué)研究具有特別重要的意義，而且研究它們困難很大，因此，格外引起科學(xué)工作者們的重視。 物理變星可分為許多類型，其中大多數(shù)為脈動(dòng)變星，爆發(fā)變星。爆發(fā)變星是一種亮度突然激烈增強(qiáng)的變星。造成這類變星光度變化的原因是星體本身的爆發(fā)。爆發(fā)前，星體處于相對(duì)穩(wěn)定(或緩慢變化)的狀態(tài)，一旦爆發(fā)星體的亮度可以迅速增加到原來的幾千或幾億倍，有的甚至在白天都可見到。經(jīng)過一段時(shí)期又逐漸暗弱下來，一部分爆發(fā)變星，有人又稱之為災(zāi)變變星。爆發(fā)變星爆發(fā)的規(guī)模又大有小，亮度 的變化也有大有小，有的星爆發(fā)還不止一次。爆發(fā)變星可以包括許多類型，例如，新星、超新星、再發(fā)新星、矮新星、類新星、耀星等。耀星是指幾秒到幾十秒內(nèi)亮度突然增亮，經(jīng)過十幾分鐘或幾十分鐘后慢慢復(fù)原的一類特殊的變星。它們的亮度在平時(shí)基本上不變，亮度增大時(shí)有的可增加到百倍以上。但這樣的亮度只能維持十幾到幾十分鐘，看起來好像是一次閃耀，所以取名耀星。 1924年發(fā)現(xiàn)船底座DH星有這樣的現(xiàn)象。1924年發(fā)現(xiàn)鯨魚座UV星亮度在三分鐘內(nèi)增強(qiáng)11倍。觀測(cè)最多的是太陽附近的耀星。半人馬座比鄰星就是一顆耀星。星團(tuán)星協(xié)中也發(fā)現(xiàn)了耀星，昴星團(tuán)最多，460多顆；獵戶座大星云區(qū)次之，300多顆。絕大多數(shù)的耀星是極小又冷的紅矮星，光度很低，耀亮的時(shí)間又短，因此，只有離太陽較近的耀星才能被我們認(rèn)出來。不過，耀星的實(shí)際數(shù)目很多。如果用一架大型望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)，平均每90分鐘就可見到一次耀亮，據(jù)估計(jì)，銀河系的恒星中，約80%—90%可歸入耀亮的范疇。耀星表面存在局部活動(dòng)區(qū)，耀亮就發(fā)生在這些區(qū)域，并且在同一區(qū)域可發(fā)生多次，這一點(diǎn)與太陽耀斑活動(dòng)相似，但耀亮?xí)r輻射能量要比太陽耀斑的能量大100--1000倍． 食變星是一種雙星系統(tǒng)，兩顆恒星互相繞行的軌道幾乎在視線方向，這兩顆恒星會(huì)交互通過對(duì)方，造成雙星系統(tǒng)的光度發(fā)生周期性的變化。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（就象日食、月食那樣）而發(fā)生星光變暗現(xiàn)象，Holland，這種星稱為食雙星或食變星。最早發(fā)現(xiàn)的食雙星是大陵五（英仙座β），D.ReidelPubl.Co.，它最亮?xí)r為2.13等（光電目視星等，下同），最暗時(shí)（稱為主極小食甚）為3.40等，這是甲星被乙星偏食所致。PergamonPress，乙星被甲星偏食，損光最多時(shí)整個(gè)雙星成為2.19等（稱為次極小食甚）。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)。 脈動(dòng)變星是指由脈動(dòng)引起亮度變化的恒星。這些變星亮度的變化，可能是由于恒星體內(nèi)（自身的大氣層）一會(huì)兒膨脹，一會(huì)而收縮，這種周期性的變化而引起的。恒星周期性的膨脹與收縮，必然引起恒星半徑周期性的增大與減小，恒星的表面積也周期性的增加與減少，溫度和總輻射能量都發(fā)生變化，因而光度也周期性的增大與減小，看起來它的亮度也周期性的變亮與變暗。另外，其顏色，光譜型和視向速度，有時(shí)還有磁場(chǎng)，也都隨之發(fā)生變化。 在已發(fā)現(xiàn)的變星中，脈動(dòng)變星占了一半以上，銀河系中約有200萬個(gè)。脈動(dòng)變星的周期可以相差很大，短的在一小時(shí)以下，長(zhǎng)至幾百天甚而10年以上。星等變化從大于10到小于千分之幾都有。根據(jù)亮度變化曲線的形狀，脈動(dòng)變星可分為規(guī)則的，半規(guī)則的和不規(guī)則的三種不同的類型。規(guī)則的，按亮度變化周期長(zhǎng)短分為短周期造父變星（如天琴座RR變星），長(zhǎng)周期造父變星（如經(jīng)典造父變星）；半規(guī)則的，亮度變化有一定規(guī)律但周期不定，或者平均亮度不變，如金牛座RV變星。脈動(dòng)變星的密度和絕對(duì)光度都與脈動(dòng)周期有一定的關(guān)系，這些為研究恒星的物理本質(zhì)和宇宙尺度提供了重要的依據(jù)。 在周期的脈動(dòng)變星中，有一顆叫萄藁增二(鯨魚座O星)的最著名。這顆星是在1596年，荷蘭的法布里修斯觀測(cè)鯨魚座時(shí)，發(fā)現(xiàn)了一顆從未見到過的星，而且亮度較大是顆1等星。可是過了幾個(gè)月，這顆星逐漸暗淡下來，最后消失不見了。他覺得奇怪，便稱其為“怪星”。這顆星最暗時(shí)的星等為10等，一般在6等以下的星星，肉眼很難看見。1638年霍耳沃達(dá)第一次確認(rèn)它的亮度變化，它的亮度變化周期介于320—370天之間，平均為332天。這顆星亮度變化很大，從1等星降至10等之內(nèi)。人們將這類變星稱為長(zhǎng)周期變星。它們光變周期一般在90—700天之內(nèi)。 古希臘哲學(xué)家亞里士多德曾經(jīng)認(rèn)為星空是永遠(yuǎn)不變的。但是到了1572年，第古·布拉赫宣布在天上發(fā)現(xiàn)了一顆新星，這就是中國(guó)<明史稿>中的記載“明隆慶六年冬十月丙辰，彗星見于東北方，至萬歷二年四月乃沒”所指的那個(gè)天體。時(shí)隔三十余年，開普勒又于1604年在蛇夫座中發(fā)現(xiàn)了一顆新星，這就是中國(guó)史籍中記載的出現(xiàn)在明朝萬歷三十二年的尾分客星。這樣，“星空不變”的古老觀念被打破了，實(shí)際上，公元前204年在牧夫座出現(xiàn)的一顆新星就被中國(guó)史書《漢書》記載了：“漢高帝三年七月有星孛于大角（牧夫座α），旬余乃入。”這是人類歷史上對(duì)新星最早的記載之一。 一顆典型的新星，起亮度在幾天之內(nèi)可以增加一萬倍以上，亮度的最大值可以維持幾個(gè)小時(shí)，然后再逐漸轉(zhuǎn)暗。轉(zhuǎn)暗的速度比增亮?xí)r的速度要慢的多。新星最亮的時(shí)候，其絕對(duì)光度可達(dá)太陽光度的10萬倍。只不過它的距離太遙遠(yuǎn)了，在地球上的人們看來還是一顆星。新星爆發(fā)時(shí)釋放出的能量可達(dá)10^38焦。這意味著，它在幾百天中釋放的能量相當(dāng)于我們的太陽在10萬年中所產(chǎn)生能量的總和。根據(jù)對(duì)新星光譜的研究，天文學(xué)家們知道了關(guān)于新星的一些細(xì)節(jié)。新星爆發(fā)十，半徑會(huì)增加到太陽半徑的100~300倍，而爆發(fā)結(jié)束后，體積卻又會(huì)縮??；爆發(fā)十，星殼無限制地向外膨脹，永遠(yuǎn)離開星核而去，變成了稀薄的星際介質(zhì)；爆發(fā)時(shí)恒星損失的質(zhì)量可達(dá)10^26千克，這差不多相當(dāng)于太陽質(zhì)量的萬分之一。 新星是亮度在短時(shí)間內(nèi)（幾小時(shí)至幾天）突然劇增，然后緩慢減弱的一類變星，星等增加的幅度多數(shù)在9等到14等之間。由于新星在發(fā)亮之前一般都很暗，甚至用大望遠(yuǎn)鏡也看不到，而一旦發(fā)亮后，有的用肉眼就能看到，因此在歷史上被稱為“新星”。實(shí)際上，新星不是新產(chǎn)生的恒星?，F(xiàn)在一般認(rèn)為，新星產(chǎn)生在雙星系統(tǒng)中。這個(gè)雙星系統(tǒng)中的一顆子星是體積很小、密度很大的矮星，另一顆則是巨星。兩顆子星相距很近，巨星的物質(zhì)受到白矮星的吸引，向白矮星流去。這些物質(zhì)的主要成分是氫。落進(jìn)白矮星的氫使得白矮星“死灰復(fù)燃”，在其外層發(fā)生核反應(yīng)，從而使白矮星外層爆發(fā)，成為新星。新星爆發(fā)以后，所產(chǎn)生的氣殼被拋出。氣殼不斷膨脹，半徑增大，密度減弱，最后消散在恒星際空間中。隨著氣殼的膨脹和消散，新星的亮度也就緩慢減弱了下去。 當(dāng)恒星爆發(fā)時(shí)的絕對(duì)光度超過太陽光度的100億倍、中心溫度可達(dá)100億攝氏度，新星爆發(fā)時(shí)光度的10萬倍時(shí)，就被天文學(xué)家稱為超新星爆發(fā)了。一顆超新星在爆發(fā)時(shí)輸出的能量可高達(dá)(10)^43焦，這幾乎相當(dāng)于我們的太陽在它長(zhǎng)達(dá)100億年的主序星階段輸出能量的總和。超新星爆發(fā)時(shí)，拋射物質(zhì)的速度可達(dá)10000千米/秒，光度最大時(shí)超新星的直徑可大到相當(dāng)于太陽系的直徑。1970年觀測(cè)到的一顆超新星，在爆發(fā)后的30天中直徑以5000千米/秒的速度膨脹，最大時(shí)達(dá)到3倍太陽系直徑。在這之后直徑又開始收縮。超新星爆發(fā)事件就是一顆大質(zhì)量恒星的“暴死”。對(duì)于大質(zhì)量的恒星，如質(zhì)量相當(dāng)于太陽質(zhì)量的8~20倍的恒星，由于質(zhì)量的巨大，在它們演化的后期，星核和星殼徹底分離的時(shí)候，往往要伴隨著一次超級(jí)規(guī)模的大爆炸。這種爆炸就是超新星爆發(fā)?，F(xiàn)已證明，1572年和1604年的新星都屬于超新星。在銀河系和許多河外星系中都已經(jīng)觀測(cè)到了超新星，總數(shù)達(dá)到數(shù)百顆。可是在歷史上，人們用肉眼直接觀測(cè)到并記錄下來的超新星，卻只有6顆。 超新星是爆發(fā)規(guī)模更大的變星，亮度的增幅為新星的數(shù)百至數(shù)千倍（相當(dāng)于再增加6至9個(gè)星等），拋出的氣殼速度可超過1萬千米。超新星是恒星所能經(jīng)歷的規(guī)模最大的災(zāi)難性爆發(fā)。超新星爆發(fā)的形式有兩種。一種是質(zhì)量與太陽差不多的恒星，是雙星系統(tǒng)的成員，并且是一顆白矮星。這類爆發(fā)與新星的差別是核反應(yīng)發(fā)生在核心，整個(gè)星體炸毀，變成氣體擴(kuò)散到恒星際空間。還有一種超新星，原來的質(zhì)量比太陽大很多倍，不一定是雙星系統(tǒng)成員。這類大質(zhì)量恒星在核反應(yīng)的最后階段會(huì)發(fā)生災(zāi)難性的爆發(fā)，大部分物質(zhì)成氣殼拋出，但中心附近的物質(zhì)留下來，變成一顆中子星。 金牛座T型變星是一種不規(guī)則變星，光譜型為G～M型﹐典型星是金牛座T，是喬伊于1945年首先發(fā)現(xiàn)的。金牛座T型變星和彌漫星云密切成協(xié)，并成集團(tuán)出現(xiàn)，常構(gòu)成T星協(xié)主要成員。有人估計(jì)在太陽周圍一千秒差距內(nèi)約有12，000個(gè)金牛座T型變星，整個(gè)銀河系內(nèi)的總數(shù)達(dá)100萬個(gè)。這類變星都具有非周期的不規(guī)則光變，或快速的光變迭加在長(zhǎng)期的緩慢光變上。最大變幅為5個(gè)星等，一般為1～2個(gè)星等。近年來還發(fā)現(xiàn)在紅外波段上也有光變。它們的光譜都是在一晚型光球上迭加一系列發(fā)射線。最強(qiáng)的發(fā)射線是巴耳末線和電離鈣CaⅡ的H和K線。經(jīng)常出現(xiàn)電離鐵FeⅡ﹑電離鈦TiⅡ﹑中性鐵FeⅠ及中性鈣CaⅠ等發(fā)射線和低激發(fā)金屬原子譜線。在藍(lán)紫區(qū)都有一重迭的連續(xù)發(fā)射光譜區(qū)。在個(gè)別情況下，這一連續(xù)發(fā)射特別強(qiáng)烈﹐致使光球吸收光譜全被淹沒，在一些亮的金牛座T型星的高色散光譜中，大多數(shù)吸收譜線都被加寬。說明它們有較大的自轉(zhuǎn)速度。有不少金牛座T型星具有天鵝座P型星光磚o也就是說，在強(qiáng)發(fā)射線輪廓偏短波一端出現(xiàn)吸收線﹐這說明它們向外拋射物質(zhì)。質(zhì)量損失率估計(jì)為每年10～10太陽質(zhì)量。少數(shù)金牛座T型星有反天鵝座P型星光譜，說明有物質(zhì)向內(nèi)陷落的現(xiàn)象。某些金牛座T型星中有高達(dá)12％的偏振。金牛座T型星的鋰豐度比太陽大氣高出約2個(gè)數(shù)量級(jí)，并且有紅外色余。現(xiàn)已測(cè)得金牛座T星的射電輻射。目前話閎銜o金牛座T型星是一種正處在引力收縮階段的主星序前恒星。 造父變星（Cepheidvariablestar）一類高光度周期性脈動(dòng)變星，也就是其亮度隨時(shí)間呈周期性變化。因典型星仙王座δ而得名。仙王座δ星最亮?xí)r為3.7星等，最暗時(shí)只有4.4星等，這種變化很有規(guī)律，周期為5天8小時(shí)47分28秒。這稱作光變周期。這類星的光變周期有長(zhǎng)有短，但大多在1至50天之間，而且以5至6天為最多。由于我國(guó)古代將仙王座δ稱作“造父一”，所以天文學(xué)家便把此類星都叫做造父變星。人們熟悉的北極星也是一顆造父變星。科學(xué)家們經(jīng)過研究發(fā)現(xiàn)，這些變星的亮度變化與它們變化的周期存在著一種確定的關(guān)系，光變周期越長(zhǎng)，亮度變化越大。人們把這叫做周光關(guān)系，并得到了周光關(guān)系曲線。以后在測(cè)量不知距離的星團(tuán)、星系時(shí)，只要能觀測(cè)到其中的造父變星，利用周光關(guān)系就可以將星團(tuán)、星系的距離確定出來。因此，造父變星被人們譽(yù)為“量天尺”。 1912年，美國(guó)天文學(xué)家勒維特（Leavitt）在研究大麥哲倫星云和小麥哲倫星云時(shí)，在小麥哲倫星云中發(fā)現(xiàn)25顆變星，其亮度越大，光變周期越大，極有規(guī)律，稱為周光關(guān)系。由于小麥哲倫星云距離我們很遠(yuǎn)，而小麥哲倫星云本身和距離相比很小，于是可以認(rèn)為小麥哲倫星云中的變星距離我們一樣遠(yuǎn)。這樣，天文學(xué)家就找到了比較造父變星遠(yuǎn)近的方法：如果兩顆造父變星的光變周期相同則認(rèn)為它們的光度就相同。這樣只要用其他方法測(cè)量了較近造父變星的距離，就可以知道周光關(guān)系的參數(shù)，進(jìn)而就可以測(cè)量遙遠(yuǎn)天體的距離。但是造父變星本身太暗淡，能夠用來測(cè)量的河外星系很少。其他的測(cè)量遙遠(yuǎn)天體的方法還有利用天琴座RR變星以及新星等方法。造父變星在可見光波段，光變幅度0.1～2等。光變周期大多在1～50天范圍內(nèi)，也有長(zhǎng)達(dá)一二百天的。 造父變星實(shí)際上包括兩種性質(zhì)不同的類型：星族Ⅰ造父變星（或稱經(jīng)典造父變星）和星族Ⅱ造父變星（或稱室女W型變星），它們有各自的周光關(guān)系和零點(diǎn)，對(duì)相同的周期，前者的光度比后者小1.4等左右。造父變星光譜由極大時(shí)的F型變到極小時(shí)的G～K型，譜線有周期性位移，視向速度曲線的形狀大致是光變曲線的鏡像反映。這意味著亮度極大出現(xiàn)在星體膨脹通過平衡半徑的時(shí)刻（膨脹速度最大）而不是按通常想象那樣發(fā)生在星體收縮到最小，因而有效溫度最高的時(shí)刻，位相差0.1～0.2個(gè)周期。這種極大亮度落后于最小半徑的位相滯后矛盾，被解釋為星面下薄薄的電離氫區(qū)在脈動(dòng)過程中跟輻射進(jìn)行的相互作用而引起的現(xiàn)象。
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