刍藁变星

✍ dations ◷ 2024-12-23 09:12:08 #变星,米拉变星

蒭藁ChúGǎo变星,又称蒭藁型变星或米拉变星,是一种脉动变星。特征是颜色非常红,周期超过100天,而且光度变化超过一个视星等。它们已经是恒星演化至非常后期的红巨星(在渐近巨星分支),即将逐出外面的气体壳层成为行星状星云,并将在数百万年后成为白矮星。

蒭藁变星的质量被认为不会超过两倍的太阳质量,但是因为扩张而变得非常巨大的外壳使光度数百倍于太阳。扩张被认为肇因于半径上的变化模式,因此整个恒星的膨胀和收缩是对称的。这样的结果是半径和温度都在变化,造成光度也随之改变,胀缩的周期是恒星半径和质量的函数。早期的模型假设蒭藁变星在过程进行中是球形对称的(主要在保持电脑塑造模型的单纯,而不是物理上的原因),但最近使用红外光学望远镜阵列(IOTA)的观察却显示有75%的蒭藁变星不是球形对称的,,这结果与早先米拉,本类变星的原型,单独的图像是一致的。(参见, , ),所以现在急迫的需要使用超级电脑制作蒭藁变星的三维模型。

虽然多数的蒭藁变星在行为和结构上有许多相似之处,但是由于年龄、质量、脉动方式、和化学成分上的差别,她们仍然有许多的歧异。例如,像变星天兔座R的光谱有明显的碳谱线,就显示了核心的碳已经被输送到了表面。这些物质在恒星附近经常会形成包围着恒星的星际尘埃,也会造成恒星周期性的变暗和变亮。有些蒭藁变星也是迈射(MASER,Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation)的来源。

有少部分的蒭藁变星看起来会随着时间改变周期,在数十年到数个世纪(或接近千年)的时间中周期增长或缩短,这可能是肇因于恒星的,使接近核心的氢壳层变得热且密实,再度引发了核聚变,这会改变恒星的结构,而造成周期的改变。

这种过程预期会发生在所有的蒭藁变星上,但是对发生在长达数百万年的渐近巨星分支时期内的短期热脉动(数千年),这只是千分之一不到的时间,也就是可能只有不到千分之一的蒭藁变星会在的阶段。但是多数的蒭藁变星显示出会一个循环接着一个循环的改变周期,或许非线性的行为会导致恒星气体的外壳产生非对称的球体。

蒭藁变星是有志于观测变星的业余天文学家最普遍的目标,因为她们有戏剧性的亮度变化。有些蒭藁变星(包括蒭藁增二(鲸鱼座ο)已经有长达一个世纪的可靠的观测纪录。

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