巡天猎手-孙国佑

星明天文台成员,PSP公众超新星项目管理员,埃格•威尔逊奖获得者,C/2015 F5 斯万-星明彗星发现者,中国首颗银河系新星发现者

变星的分类

作者:孙国佑

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变星分类方法很多,学术界有多种分发,个人更倾向于GCVS的分类,喷发变星,脉动变星,旋转变星,食双星,灾变变星,X射线变星,其他变星。但由于鄙人水平有限,且资料较难查找,本文按较常规分类方法将变星划分为三大类:食变星、脉动变星和爆发变星。

一,食变星

食变星(E)双星系轨道面与地球上的观察者所察的视线交角极小时,两星相互交食,光度发生下降,这就是食变星的原理。食变星光变周期与两星轨道运动周期相等。食变星分类有多种,一种是按光度曲线分类,一种是按两星间距分类,还有按两星物理特性分类。

1,按光度曲线分类

a, 大陵型(EA)

两星都为椭球状或捎带椭球状,在光变曲线中,食始、食终都是清晰的,食时光度在原则上市不变的。周期长度因星而异,周期范围0.2-10000天,光变幅度各不相同,0.01到几个星等,典型为大陵五。

b, 天琴座β型(EB)

两星为椭球状,食时双星系整个可见光度连续发生变化,食始、食终时候不清晰,次极小常可观测到,次极小深度比主极小浅,光变曲线极大部分不平坦因为有互关反射,光变幅度2星等以下,在多数的情况下,光度变化的振幅少于一个星等,振幅最大的也只有2.3等(天琴座V480),通常只有一至数天。已知最短的是0.29天(长蛇座OY),最长的是198.5天(圆规座W)。在天琴β型变星中,週期超过100天的,通常成员中都有一颗是超巨星。光谱型为B型或A型,典型为天琴座β。

c,大熊座W型 (EW)

周期短于一天,两星为椭球,两者表面几乎相融。光变曲线表明食始、食终时间不清楚,主极小与次极小深度相同,只是稍有点不一样而已,光变幅度在0.8星等以下,光变周期通常认为1>P>0.22天,但也少部分小于0.22天。光谱型为F-G以及更晚型,典型为大熊座W。

2,按两星间距分类-Kopal分类(根据双星中的一颗或两颗子星是否充满洛希瓣,可以将双星分为):

a,分离型(不相接双星)(D)

两星完全分离,均未充满洛希瓣,两星光谱也都属于主序,质量大的主星半径也大,系统中两子星都未充满其洛希瓣。

b,半分离型(半相接双星)(SD)

一颗子星已充满洛希瓣,如天琴β。中央氢的燃烧已停止,并转变成亚巨星,在这种恒星中,能源是处于氦核与氢气壳间的薄层内,两星发生着质量交流。

c,相接型(相接双星)(C)

两星都充满洛希瓣,如大熊W。并彼此相接,两子星有着公共大气层,相互间进行着物质交流,按Kopal的意见,该型也包括大熊座W型。除此之外还有许多科学家提出不同的分类,对于食变星更合理的分类至今还未产生,还有待于对其更深入的了解与研究。按光变曲线的古典分类与按两星间距的Kopal分类相比较时,EA就是D或者SD型,EB是SD型,EW是C型。

3,按物理特性分类:

a,GS型食双星系统,双星至少有一个是巨星或超巨星。

b,PN型食双星系统,在双星之间存在行星状星云核。

c,RS型食双星系统,典型特点在光谱中存在强度变化的强Ca II,H和K发射线,暗示有强的类太阳色球活动。

d,WD型食双星系统,系统中存在白矮星。

e,WR型食双星系统,双星至少有一个沃尔夫-拉叶星。

二,脉动变星

脉动变星(Pulsating Variables):星体发生有节律的、大规模运动而使亮度发生变化的恒星。 如:径向脉动→半径,光度,温度,视向速度和磁场的变化。

1,造父变星(Cepheid variables)

是一种周期性脉动的变星,仙王座δ是这类变星中第一颗被证认出的,由于它的中文名是造父一,因此这类变星得名“造父变星”。造父变星利用周光关系可以测量恒星和星系的距离.(周光关系指造父变星具有的光变周期和绝对星等之间的关系,造父变星越亮,光变周期越长)。它的光变周期与绝对星等的变化具有确定的关系,即周光关系,周期及光变曲线形状在原则上市不变的,但经过数百或者数千周期后会有0.001-0.1%的周期变化。造父变星的特点为质量3-10 M⊙ 的F-K型巨星或超巨星,位于H-R图上主序上方的造父不稳定带。其光变主要来自表面温度的变化,且与半径变化反位相(半径变化5-10%)。极大光谱型为G至近于F型,极小光谱为G-K,周期越长,光谱型越晚。根据在银河系内的分布,可分为星族I型,星族II型。

a,星族I造父变星(DCEP)

这类变星也称为仙王座δ型变星,又称经典造父变星,属于长周期造父变星,是比较年轻的恒星,多为黄色的巨星或超巨星,常见于星系的旋臂中,质量为太阳的几倍到几十倍,光度很大,是太阳的103到104倍,是年轻的巨大恒星穿过不稳定带所形成的。目前已经在大约30个银河外星系中观测到了这类恒星。经典造父变星在可见光波段光变幅度为0.1到2个星等,最亮时光谱型一般为F型,最暗时为G型或K型,光变周期从1天到80天不等。但也有例外的,比如武仙座BP星的光变周期为83.1天,小麦哲伦云中也发现过光变周期长达二百天的经典造父变星。经典造父变星的周光关系比较明显,其绝对星等M与光变周期P的关系为:M = − 1.8 − 1.74lgP。(典型为著名的小熊座α星-北极星,周期3.9696天,视星等变化于2.5m与2.6m之间

b,星族II造父变星(CW)

这类变星也称为室女座W型变星,属于短周期造父变星,年老的恒星,银河系中的室女座W型变星多分布于银核、银晕以及球状星团中,是低质量的恒星在演化末期核心产能不稳定而形成的产物。星族II造父变星已经经过了红巨星阶段,并失去了大量的物质。目前的质量仅仅有太阳的50%到90%,但由于高度演化仍具有数百倍到3000倍于太阳的亮度。它们非常古老,缺乏金属,通常年龄在数十亿年甚至一百亿年之久。它的光变周期短于一天,光变曲线与星族I型变星不同,而周期光变曲线形状两者相同。零点接近,但比相同周期星族I型暗1.5-2星等。周期约为0.8 ~ 35天,振幅为0.3 ~ 1.2 mag,其绝对星等M与光变周期P的关系为:M = − 0.35 − 1.75lgP。在视向速度方面,星族I型平均为±15公里/秒,而星族II型为±36.3公里/秒。有2个亚型:

  (1)CWA型(W Vir),周期大于8天。

  (2)CWB(BL Her),周期短于8天。

c,矮造父变星

    (1)盾牌座δ型(DSCT)
光变幅度0.003-0.9星等、光变周期0.01-0.2天的脉动变星。这类变星的类型通常是A0至F5的巨星或主序星。这一种变星的原型是盾牌座δ,以4.65小时的周期规律的胀缩,造成光度在+4.60至+4.79之间变化。 由于光变与视向速变化间的位相与天琴座RR型极像,所以把它归为天琴座RR型的一种变种。

    (2)大变幅盾牌座δ型变星(HADS)
光变振幅大于0.15星等的振幅和非对称光曲线

d,异常造父变星

一群在不稳定带上,周期少于2天的脉动变星,类似天琴座RR变星,但是光度较高。异常造父变星的质量比第二型造父变星、天琴座RR型变星高,也比我们的太阳高。尚不清楚它们是在转回水平分支的年轻恒星,还是联星系中进行质量转移的蓝掉队星,或甚至是两种的混合。典型鲸鱼座XZ和牧夫座PL。

3,天琴座RR型(星团变星)

天琴座RR型严格来说,也算造父变星的一种。周期:0.05-1.5天; 变幅:0.2m-1.5m; 光谱型:A型(大多数)和F型; 绝对目视星等几乎都为0.6m(观 测不利); 1990年得到结论:其光度是金属丰度的函 数,约有0.4m的弥散,使定距离复杂化。有三种亚型:

a,RRAB

RRab型星的光变曲线不对称,上升段陡峭而下降 段缓慢,光变周期比较长(平均0.55天),光度变化幅 度比较大(大于0.5等)

b,RRC

RRc型星具有正弦的光变曲线 ,光变周期比较短(平均0.3 天),光度变化幅度比较小(一般小于0.5等)。

c,RRD

RRd 型星比较少,它们同时脉动于基频与一阶谐频,是双方式脉动体。

4,凤凰SX型

凤凰座SX型变星亮度表现出周期在0.03~0.08天 (0.7~1.9小时) 的脉动变化,它们的光谱类型在A2~F5,星等变化可以达到0.7等。光谱类型 A2~F5 相较于太阳,这些恒星的金属量较低,这意味着其它元素相较于氢和氦的丰度是较低的。在相同分类的恒星中,它们也有着较高的空间速度和低光度,这些属性使凤凰座SX型变星和表兄弟的盾牌座δ型变星有所区别。后著有著较成的周期、高金属量和较大的变光幅度。 凤凰座SX型变星主要在球状星团和银晕中,变光周期和亮度明显的有周光关系。已知所有有凤凰座SX型变星的球状星团内都有蓝掉队星,这些恒星看起来比在同一个星团中有着相同亮度的主序星更蓝 (有着更高的温度)。

5,金牛RV型变星(RV Tauri variable stars)

金牛RV型变星是超巨星变星,它们在亮度上的变化与径向上的脉动变化息息相关,它们在亮度上的变化也与光谱型有关。当它们变亮时,恒星的光谱类型是F到G,而当它们变暗时,光谱会变成K或M。亮度变动的周期通常是30至150天,光变曲线呈双波状,周期相当固定,并且有主极小和次极小交替出现的行为,但主极小和副极小的深度不固定,并且常发生主极小和副极小的相互转变。 光度的极大度和极小值在亮度上可以相差到4星等。金牛RV型变星有两种类型:

a,RVa型变星:平均光度不变,典型武仙座AC。

b,RVb型变星:平均光度会呈现周期性的变化,使它们的极大光度和极小光度在600至1500天的时间尺度上变动,典型金牛座RV和天箭座R。

6,蒭藁增二型变星(米拉变星Mira)

米拉变星是脉动变星,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。它们已经是红巨星在恒星演化至非常后期(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。典型为蒭藁增二,鲸鱼座ο星,又名米拉。

7,猎犬座α²型变星

猎犬座α²变星是变星的一种类型,是恒星光谱B8至A7的主序带星。它们有很强的磁场以及硅、锶、铬的谱线。这类变星因为磁场的变化造成0.01至0.1等级的光度波动,周期从0.5到160天不等。该类变星以位于猎犬座北部的双星之一猎犬座α²命名。其亮度变化为0.14星等,周期为5.47天。

8,大犬座β星型变星(仙王β型星)

周期:约3-7小时; 变幅:目视区通常小于0.02m ~0.25m ; 光谱型:B型 光度变化与半径变化一致,没有相位滞后, 半径最小时光度最大

9,猎户座T型变星(星云变星)

出现在各种亮的或暗的弥漫星云之中或其附近,并同星云有物理联系的变星,是一种不规则爆发变星、红外辐射强,年轻处于主序前演化阶段。可分为五类:御夫座RW型变星,猎户座T型变星,金牛座T型变星,某些耀星,特殊星云变星。这种分类主要根据光变曲线性状﹐但也参考光谱特徵。大部分是温度较高的巨星,御夫座RW型变星除少数是巨星外,多数是矮星。

10,猎户座FU型变星

猎户FU型变星是一种增光缓慢、减光更慢与暗星云成协的变星,且在光度和光谱形式上会出现极大变化的主序前星。典型例子天鹅座V1057会出现亮度增加6个星等,和光谱形式从 dKe 变成 F 型超巨星的变化。这类恒星是以它的原型恒星猎户座FU命名,是光谱型为F或G的超巨星,爆发之前可能属于金牛座T型变星。这种变星的典型恒星有猎户座FU、天鹅座V1057、天鹅座V1515,以及在2004年1月爆发,新近被编入此分类的猎户座V1647

11,天鹅座α型变星

天鹅座α型变星是显示出非径向脉动的变星,意味着当恒星表面有些地方收缩时,而同时也有些地方是扩张的。它们是光谱类型B或A的超巨星,亮度变化在0.1视星等,并与脉动相关联,而由于和多脉动周期的节拍相关联,因而通常是不规则变星。脉冲周期通常有几天到几个星期的周期,原型是天津四(天鹅座α)。

12,长周期变星,半规则变星,不规则变星

长周期变星,半规则变星,不规则变星,大多具有晚型光谱呈红色,又红变星之称。

三,爆发变星

1,超新星(Supernova)

超新星类型分两大类,I型超新星和II型超新星,其中I型可以细分为Ia,Ib,Ic,II型可以细分为IIb,IIn,II-P,II-L等类型。

光谱吸收线不同:

I型:没有氢吸收线
Ia型:没有氢、氦吸<收线,有硅吸收线
Ib型:没有氢吸收线,有氦吸收线 
Ic型:没有氢、氦、硅吸收线
II型:有氢吸收线

光变曲线不同:

Ⅰ型光变曲线的峰值很“锐”,绝对峰值光度较亮,爆发后变暗时速度缓慢;
Ⅱ型光变曲线的峰值稍“钝”一些,绝对峰值光度较暗,爆发后很快变暗(II-P和II-L两类)
本站链接:超新星分类

2,新星(Nova)

新星是一种爆发变星,是由紧密双星系统中的白矮星吸积伴星物质,在其表面堆积了大量氢、氦等气体后,发生的剧烈核爆炸现象。新星爆发前通常都很暗,爆发时突然增亮,被误认为是新产生的恒星,因此而得名。新星爆发后亮度会在几天或几星期内上升至极大,然后在几个月到若干年期间内有起伏地下降到爆发前状态的天体,光变幅大都在7—16目视星等之间。一般的新星都有典型的光变和谱变。

理论上认为多数的新星都是再发新星。只要伴星能继续的供应氢在白矮星的表面吸积,一颗白矮星就能反复的爆发成为新星,例如蛇夫座 RS,就是一颗已经观测到过有过6次爆发记录的新星(分别在1893、1933、1958、1967、1985和2006年)。最后白矮星或是将燃料用尽,或是塌缩成为中子星,或是爆炸成为Ia超新星。新星不仅只有银河系中有发现,在其他星系中也发现了很多新星。仙女星系 (M31)中至今已发现有200多个新星。M81、M33、大麦哲伦星系(LMC)、小麦哲伦星系 (SMC)等不少星系中也发现过许多新星。据估计,银河系每年50颗(因为距离太过遥远和观测的偏差,实际发现数量约为每年10颗),M31每年29颗,有些星系每两年一颗。本站链接:新星光谱分类

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3,矮新星(Dwarf nova)

一类爆发规模较小、频次较高的爆发变星。矮新星在许多方面同新星和再发新星类似。矮新星准周期地爆发,光度陡然增亮,又慢慢变暗。不过光度变幅较小,一般不超过6个星等。爆发平均周期较短,约10~200天不等。矮新星可分为三类:

a,天鹅座SS (UGSS):V光度会在1-2天内增加2-6星等,并且在之后的几天内回到原来的光度。

b,大熊座SU (UGSU):在正常爆发之外,有更明亮和更长期的”超级极大”爆发,或是”超级爆发”。大熊座SU还包括大熊座ER和天箭座WZ两种次级类型。

c,鹿豹座Z(UGZ):会在一个比峰质光度略低的特定光度上暂时停留一段时间的矮新星。

4,类新星(Nova-like variable)

类似新星的爆发变星,爆发的次数比较频繁,数年爆发一次。光变幅比新星和再发新星小,周期性不强。最突出的特点是光谱特殊。类似新星的爆发变星。一部分类新星变星是爆发后的老新星,它们不时地爆发,抛射物质,形成气壳。例如,天鹅座P是1600年爆发的新星,近四百年来,星周形成二、三层气壳,是处在短暂的、极不稳定的演化阶段的超巨星。人马座BS是1917年爆发的新星,爆发后激变活动不止,光谱特殊。 另一部分类新星变星具有共生光谱,也称为共生星,既有冷星的吸收特征,又有热星的连续发射,还有气壳的高激发发射线。 已知的类新星变星虽然只有几十个,但彼此差异很大。尽管类新星具有类似新星的激变这种共性,但它们的本原可能大不相同。 有人划分出五个类新星次群:

a,仙女座Z型星(共生星):由沉陷在激发态星云中的晚型巨星和热蓝星组成的双星系统。光谱特征是低温吸收线和高温发射线同时并存。前者如TiO、CaⅠ、CaⅡ,后者如HeⅡ,OⅢ以及元素的更高次电离谱线。这种星具有半周期性的爆发,变幅可达3个星等。绝对星等约为-3~-4。集聚在银道面附近,没有向银心聚集的趋势,可能属老年盘星族。已经发现20多对。
b,剑鱼座S型星:光变极不规则的高光度星。光谱型为Bpeq~Fpeq,是银河系中最亮的星中的一部分。已经发现约10颗。
c,仙后座γ型星:光变不规则的气壳星。光谱型为BeⅢ~BeV。通常是快速自转星,光变往往与赤道带的气壳抛射过程有关。已经发现40多颗。
d,鲸鱼座ZZ型星:短周期光变的白矮星,可能是老新星,有以分钟计的快速变光,通常有几个光变周期迭加在光变曲线上。仅发现数颗。
e,武仙座AM型星:强磁性白矮星和红矮星组成的密近双星系统,有气盘和强X射线辐射。光谱特征是H、He发射线迭加在蓝连续区上。已发现约10对。
此外,不同学者对类新星还有不同的定义和划分方法。

5,亮红新星(发光红新星)

英文名luminous red novae,缩写为LRNe,被认为是两颗恒星合并所造成的爆炸现象。它们的特征是有明显的红色,和光度曲线在红外线反复的回到原来的光度逗留和排回。这是一种新类型新星,在过去的30年,只有很少数量的天体被观察到有发光红新星的特征。在仙女座大星系于1988年爆发的M31 RV可能是一颗发光红新星,在银河系1994年的人马座V4332有着相同的特征。2002年发现的麒麟座V838,极有可能是一颗亮红新星。第一颗被确认的亮红新星是在M85星系的M85 OT2006-1。2008年天蝎座V1309 SCO被发现,帮助天文学家解开“亮红新星”神秘面纱,天蝎座V1309 SCO是由本站站长,高兴和日本天文爱好者共同发现的。本站有介绍:本站链接。亮红星的几个特点:

a,爆炸时的亮度在超新星(较亮)和新星(较暗)之间。

b,可见光持续数星期或数月,有着独特的红色,光度随着时间变暗而显得更红。随着可见光的暗淡,红外线会增强并且持续反复一段时间,通常会变暗和再增亮数次。

c,对M85 OT2006-1的红外线观测显示是温度非常低(略低于1000K)的恒星。这可能是也可能不是其他发光红新星的特征。

6,北冕座R型变星(RCB)

北冕座R型变星(缩写为RCB)是一种爆发型变星,非常奇特的且罕见的一种变星,亮度极大对应于正常状态,有时亮度会突然下降,变幅达5~9星等。亮度下降一般每隔几年下降一次,且无规律。这种变暗是是由凝聚的碳粉尘造成的,当可见光的亮度衰减时,以红外线测量的亮度并没有随之减少。北冕座R型变星通常是超巨星,恒星光谱的类型是F和G(习惯上称之为黄色)。北冕座R型变星的大气层缺乏氢,氢相对于氦和其他化学元素的丰度由千分之一降至百万分之一,而宇宙中氢和氦的比例是3:1。

7,耀星(鲸鱼UV型星)

亮度突变,增加率达到0.3m/分钟以上,在太阳临近已发现了200多颗,其中至少一半是双星的成员,它们离太阳几乎都不超过 20PC,再远的由于太暗而难于仔细观测,原型:鲸鱼UV型星。

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