變星

一. 變星的發現史

1. 約西元900年阿拉伯人，大陵五，Algol (Beta Persei)，在亮度上有約三天為一週期的變化，Algol means "The demon's head"。
2. 西元1054年，中國古天文學家，天觀客星(Guest star)，忽然出現的亮星(位於今金牛座)，其亮度在白天依然可見。
3. 西元1595年8月，David Fabricius，米拉星，Mira，(οCeti)在兩個月間亮度由2等星衰減至消失(小於6等)，Mira即意指"Wonderful"。
4. 西元1572年，Tycho，地谷星Tycho's star，在仙后座出現新星，白天也可見，約16個月後消失。
5. 西元1784年 John Goodrick，造父變星，σCephei，以5天8小時48分為一週期在亮度上有3.9-5.1等的變化。
6. 西元1975年，Cygni 1975、V1500 Cgy 忽然亮度達到1.8等， 幾天後漸漸消失。
7. 西元1987年，超新星1987A (Supernova1987A) 大麥哲倫星雲。

二. 變星的種類

• 受外界影響
  1. 食光變星(Eclipsing Binaries)
     由雙星系統造成星食的現象，較暗的星繞至亮星前將光現切斷，可細分為兩 種類型
     1. Algol型 exp: Algol (β Persei) P:2.8days M-m:2.1-3.8
     2. βLyra型exp:βLyra P:3.93days M-m:3.4-4
• 本身變化(intrinsic variable)
  2. 脈動變星(Pulsating)
     由星體本身內部變化造成溫度和體積的改變，而造成光度上的變化， 脈動變星造成脈動原因為星體並非處於平衡狀態:星球外層所受的重力與內部壓力不平衡，當內部壓力大於重力時向外膨脹， 膨脹後內部壓力減小重力重新取得優勢 如此產生一脈動，造成不平衡的原因為星體化學組成改變，使得恆星內部能量不易釋出，此時內部壓力小於重力而造成球殼收縮， 收縮至重力與壓力的平衡點後，內部壓力增加，恆星內能量逐漸釋放，造成對外壓力重新取得優勢球殼開始，膨脹 其中He+離子層為能量不易釋出的主因之一。
  3. 造父變星Cepheid variable (短週期變光星)
     光度變化--週期曲線無重大改變，在銀河系中發現約600顆，其中約10顆為肉眼可見。週期由1天至50天不等(短週期) 光度變化範圍大者其週期也長(Important!!)，光譜型均為F & G type的巨星(supergiant and bright giant) 絕對星等由-2 - -7 除了光度上變化，其光譜型也變化(F5-G5) 溫度變化範圍為 6300k-5000k。高溫高亮度，並可測得Doppler effect 由此可知星體體積有所改變，所有造父變星體積變化均在10%以下，並有週期正比於1/√(密度) 的關係式(以上兩特性同時符合理論模型)。造父變星可細分為 1.Population I 典 型造父，位於銀河盤面。 2.Population II (W Virginis)，位於銀暈，含較少量的金屬。
  4. 米拉變星Mira Variable (長週期變化)
     週期範圍由100天至700天不等，光度上有有很大的變化，這是由於Mira type均為M R N or S的低溫紅巨星(red giant)，主要的輻射範圍為紅外線 Miras的光度曲線不是相當固定，光度變化時在光譜型，溫度上也造成變化，也有脈動產生，其半徑的變化可達50% 也由於大規模的脈動，許多米拉變星有大量質量損失的情形發生。 長週期變星位於恆星演化中氦開始融合之階段 造成詳細脈動的原因並未明了。
  5. 不規則變星Erratic Variable
     許多的變星並未有如造父或米拉變星的規則變化，如參宿四Betelgeuse有著幾天、幾週或是數月的變化，在亮度上變化可達半等。不規則變星被分為兩種類型：一為半週期變星(semiregulars)，其變化有時有週期性時有時無。二為不規則變星 irregulars 則為變化無週期性。Erratic Variable產生變化的機制有很多 exp:R Coronae Borrrealis stars 這類變星富含炭及氦，但只有極少量的氫(與一般恆星相反) 造成光度變化的原因為其會發散大量塵埃導致星體光線遭遮蔽所致。 exp2: 燄星flare stars 造成光度變化原因類為極大的能量以類似太陽色球層日冕的方式釋放。
  6. 爆發性變光星Eruptive Variables
     造成光度變化的原因為星體發生爆炸，產生光度上急遽的改變，主要有兩種類型1.新星(nova):如1975年Nova Cygni，在白矮星階段的星球發生爆炸，爆炸發生時的絕對星等可達-8至-10等，還有一種稱為矮新星Dwarf novae(exp:SS Cygni)為一雙星系統(一為白矮星一為紅巨星)，有著數天至數週不穩定的光度變化，光度改變的原因為兩星體互相作用產生的吸積盤面造成小規模的爆炸 2.超新星supernova大質量恆星演化末期發生的大規模爆炸(exp:天觀客星) 留下中子星殘骸或黑洞，爆炸發生時的絕對星等可達-17至-19等!!!

三. 變星在天文上的應用

1. 測距離
   • 造父變星
     1912年 哈佛學院天文臺研究助理李維特女士(Henrietta Leavitt)研究小麥哲倫星雲中的25顆造父變星，並畫出其光度曲線，發現這些變星的週期和其相對亮度有關，越亮者週期越長，約成正比關係。因此由變星變化週期可得其光度，再由絕對星等與視星等關係式 M=m+5-5log d 即可求得距離，再加上造父變星為具高光度星體，因此可用來決定星系之距離。
   • 超新星 現今所發現的超新星可分為兩種類型：Type I 絕對星等可達-19。Type II 可達-18等。兩者可由其光譜分出，也可以用來判定距離(特別是遙遠的星系)。
2. 推導與驗證恆星演化理論
   • 微中子理論
     根據理論計算，超新星爆炸有一部份能量以微中子型式釋出，由1987年超新星1987A獲得驗證。

四. 業餘天文與變星

現今業餘天文愛好者對於天文科學最大的貢獻可說就是觀測變星了，不論是週期性變星是否規則的變化，或是超新星或新星的觀測，都是簡易的設備與耐心就可辦到的。更重要的是眾多的業餘天文學家能夠提供大量的數據，為正式的計算與研究提供了充分的資料。目前最大的組織為 AAVSO(The American Association of Variable Star Observers )，自1911年起提供業餘天文愛好者變星的資料，如今每年接收來自超過550位業餘觀測者提供的350,000份觀測報告。

五. 較為熟知的變星

Star	Period(days)	Magnitude	Type	Constellation
Polaris	3.97	1.94-2.05	Cepheid	UMi
δ Cephei	5.37	3.90-5.09	Cepheid	Cep
Mira	332	2.0-10.0	Mira	Cet
ΧCygni	407	3.3-14.2	Mira	Cyg
Algol	2.8	2.1-3.8	EclB	Per

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