天体收藏家-孙国佑

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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(CEP, 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。

①,第一型造父变星DCEP:这类变星也称为仙王座δ型变星,又称经典造父变星,属于第一星族造父变星长周期造父变星,是比较年轻的恒星,多为黄色巨星超巨星,常见于星系的旋臂中,质量为太阳的4-20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。经典造父变星在可见光波段光变幅度为0.1-2个星等,最亮时光谱型一般为F型,最暗时为G型K型,光变周期1-135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。经典脉动变星的光度和脉动周期之间存在着明确的关联性,可靠的造父变星成为可行的标准烛光。

②,第二型造父变星(Type II Cepheid)

第二型造父变星,它的脉动通常介于1至50天之间。第二型造父变星通常是第二星族星,因此是老年、通常贫金属、低质量的恒星。过去 常常以室女座W型变星取代第二型造父变星的名称,但现在依据周期分为几个子群,室女座W型变星只是其中的一种。周期在1-8天的属于BL Her子群、8-20天的属于W Vir子群、周期超过20天的属于RV Tau子群。第二型造父变星遵守着周光关系,因此是重要的标准烛光,但是它们比同周期的经典造父变星暗了1.6星等。第二型造父变星常用来测量和建立银河中心、球状星团和星系的距离。

 ⑴,室女座W型变星(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星等,光谱型介于F6K2之间,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): 也称为W Virginis 变星,周期大于8天
  2. CWB(BL Her): 也称为BL Herculis 变星,周期短于8天

⑵,金牛RV型变星(RV Tauri variable stars)

金牛RV型变星超巨星变星,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FG,而当它们变暗时,光谱会变成KM。亮度变动的周期通常是30-150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,典型为金牛座RV。金牛RV型变星有两种类型:

  1. RVa型变星:平均光度不变,典型武仙座AC。
  2. 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600-1500天的时间尺度上变动。

③,矮造父变星

    ⑴,盾牌座δ型(DSCT,δ Scuti stars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A0F5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,另外这种变星在某些频道中遵循周光关系,是像造父变星一样的标准烛光。
盾牌座δ型变星DSCT能在球状星团中发现的凤凰座SX型变星也遵循周光关系,通常被认为是包含老恒星的盾牌座δ型变星DSCT的子类。在主序带上找到的快速振荡Ap星也被认为是盾牌座δ型变星DSCT的子类。
    ⑵,大变幅盾牌座δ型变星(HADS,High Amplitude δ Scuti stars光变振幅大于0.15星等的振幅和非对称光曲线

④,牧夫座BL型变星(BLBOO,BL Boötis variable 或 ACEP : 即是所谓的“异常造父变星”,一群在不稳定带上,周期0.4-2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(1.3-2.2个太阳质量) 。它们是贫金属 A 型和早期 F 型恒星。尚不清楚它们是在转回水平分支的年轻恒星,还是双星系中进行质量转移的蓝掉队星,或甚至是两种的混合。典型牧夫座PL和鲸鱼座XZ。GCVS分类为 BLBOO。
⑤,双模式造父变星(Double-mode Cepheids variable)

也叫异常造父变星,显示出不止一种脉动的模式;通常有两个周期:主周期为2-7天,副周期通常为主周期的0.8倍。主要类型有BCEP(B)DSCT(B)HADS(B)SXPHE(B)DCEP(B),天琴座RR型的子类由RRD型表示。

4,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,是脉动的水平分支恒星,贫金属的第二星族星。周期0.05-1.5天,变幅0.2-1.5星等。光谱型A型(大多数)和F型, 绝对星等几乎都为0.6等,质量约为太阳的一半。它们原本的质量与太阳相似,大约是0.8太阳质量的恒星,在经历红巨星分支阶段时甩掉了部分的质量。有三种亚型:

①,RRAB:最为常见,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0.3-1.2天(平均0.55天),光度变化幅度0.5-2等。

②,RRC:RRc型星具有正弦的光变曲线 ,光变周期比较短0.2-0.5天(平均0.3 天),光度变化幅度比较小(一般小于0.8等),RRC比RRAB更蓝。

③,RRD:RRd 型星较为罕见,它们同时脉动于基频与一阶谐频,是双方式脉动体,也属于双模式造父变星,异常造父变星

5,水平支以上1型变星(ABH1,”Above Horizontal Branch” variables of subtype 1

水平分支以上1型变星,又称XX Vir变星,具有高度不对称大振幅光曲线(上升持续时间<25%),周期为0.7 < P < 3 d,类似于RRab变星的光曲线。金属丰度低([Fe/H] <-1),在氦核耗尽后穿过从蓝色到红色的不稳定带到达AGB。它们质量低,亮度高(Mv= +0.2 ~ -1.4)比同时期的RR天琴座恒星亮。文献中对它们的命名存在争议。它们最初被称为RRD,但现在这个名称用于双模RR天琴座变星。它们也被称为“短周期II型造父变星”,被归类为CWB变星,但它们的光变曲线与BL Her(CWB)星不同(光变曲线呈驼峰且上升持续时间较长)。 AHB1 恒星在 HR 图中与异常造父变星 (ACEP) 占据相同区域,但它们的光变曲线不同,AHB1恒星在矮球星团中不存在,但在球状星团中存在。

6,凤凰座SX型变星(SXPHE,SX Phe star

从现象上看,类似于HADS变星,周期在0.03-0.08天0.7-1.9小时) 的脉动变化,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。 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)。

7,长周期变星(Long-period variable star,LPV)

周期50-1000天的变星,可分为米拉变星Mira慢不规则变星L,半规则变星SR小振幅红巨星SARV。(GCVS并无LPV分类,VSX有单独分类,单极容易混淆,通过查阅资料决定这里采用Gaia的分类方法)

⑴,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,理论上不超过 2个太阳质量。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(绝对星等-3.6至+4.5),鲸鱼座ο星,又名米拉。

⑵,慢不规则变星(L,Slow irregular variables)

慢不规则变星,分为L、LB、和LC三种类型,是一种周期不明确的缓慢亮度变化的变星。这种变星大多数都是晚期的K、M光谱类型,或是S-型星和碳星。

①,L-型:船底座V0341、双子座OX
②,LB-型:毕宿五(金牛座α)、飞马座β、船尾座V0569,通常都是巨星,光谱类型为晚期(K, M, C, S)。
③,LC-型:变幅大约是1等的晚期光谱类型超巨星。

⑶,半规则变星(SR, Semiregular variables)

半规则变星,是光谱类型为中期和晚期的红巨星或超巨星,光谱型从F型到S型均有。显示出可以观察到的周期性和光度变化,但有着各种各样的不规则性或中断的变化。同时光度曲线在每个周期内或多或少的都有一些变化。半规则变星的周期大约从几十天乃至若干年。总光变幅可达3-4个星等﹐通常多为1-2个星等。金牛座RV型变星﹑黄半规则变星和红半规则变星三者的光谱型依次更晚,平均光度也依次减弱。
半规则变星可以分为几种类型:

①,SRA:光谱类型 (M、C、S或Me、Ce、Se) 的巨星,有确定的周期和较小的变光幅度,通常在可见光的变化低于2.5等,坟墓一 (宝瓶座 ζ)是这一类型的例子。振幅和光度曲线的形状经常会改变,周期的范围在35天至1200天之间。许多这一类型的变星羽米拉变星的差别只是光度变化的幅度较小。
②,SRB:光谱类型 (M、C、S或Me、Ce、Se) 的巨星但周期特性难以确认 (许多的周期都在20至2300天之间)或是有着缓慢不规则变化的交替性周期,有些还会偶尔或一度完全停止变化。北冕座 RR和天鹅座 AF是有这种行为的例子。这种类型的每一颗恒星通常都会有一个平均周期,会有两个或多个有稍许不同的周期同时被观察到。
③,SRC:光谱类型 (M、C、S或Me、Ce、Se)的超巨星,光度的变化大约在1等,周期则从30天至数千天。造父四 (仙王座 μ) 是这类型中明显的例子。
④,SRD:光谱类型F、G、或K的巨星和超巨星,有些在光谱中会有发射谱线。光度变化的振幅范围在0.1至4等,而周期从30天至1100天。武仙座 SX和大熊座 SV是这种类型的例子。
⑤,SRS:短周期的快速脉动红巨星,周期在1个月左右,例如白羊座AV。

⑷,小振幅红巨星(SARV,small-amplitude red variables)

也有称做OSARGs,OGLE small amplitude variable red giants。周期15-200天,拥有半规则/不规则的多周期,光变0.02-0.5星等。光谱类型M0III及更晚,有效温度:3800 K及更低,质量:0.8-2.0太阳质量,半径> 40 太阳半径。(有研究表明SARVLPV是两种不同的变星,GAIA将其归为一类。)

8,仙王座β型变星(BCEP,Beta Cephei type)

也称大犬座β星型变星,是一种经由表面的胀缩而改变呈现在外亮度的变星,这种变星的变光快速但幅度很小,亮度变化被认为是由于铁在内部20万K下的异常性质,造成表面的脉动,半径最小时光度最大。这些变星是是晚O到早B光谱类型的非超巨星(蓝白色高温恒星。典型的仙王β型变星的光度变化只有0.01-0.3等,而周期在0.1-0.6天。这种变星的原型是仙王座β, 不要将这样的恒星与以造父一(仙王座δ)为名的造父变星混淆,仙王座β型变星位于银盘内。

①,BCEPs:短周期仙王β型变星,为仙王β子类。光谱类型为B2-B3 IV-V;周期和光振幅的范围分别为0.02 – 0.04天和0.015 – 0.025天,即比正常观测的小一个数量级。

9,天鹅座α型变星(ACYG,Alpha Cygni variables)

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BA超巨星是位于银盘中的年轻大质量恒星),亮度变化大约0.1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。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)。 

10,剑鱼座γ型变星(GDOR,Gamma Doradus variables)

剑鱼座γ型变星一种由表面非径向脉动造成亮度变化的变星,比太阳稍微大一些的恒星,表面温度在6500K-7500K之间,光谱类型从A7-F7我们可以通过它们特有的亮度波动来识别它们的光曲线,这种亮度波动周期0.25-4天不等。这些波动是由重力模式的脉动引起的,这是一种与海洋表面波行为相同的波。这些波影响了恒星的表面温度,从而让我们观察到它的亮度变化,变幅通常不超过0.1星等。典型是剑鱼座γ。

①,HAGDOR:剑鱼座γ型变星的子类,振幅可高达0.4等,具有多周期,有时多周期曲线叠加会产生更大的光变。

11望远镜座PV型变星(PVTEL,PV Telescopii variables

有着微弱氢线和强氦和碳线的Bp星,此类变星被定义为’’氦超巨星’’,一般的周期从0.1到1天不等,光变幅度为0.1-0.3星等。这些恒星的氢谱线比正常的B型恒星微弱,但氦和碳线更强。这种类型的原型是HD 168476,也就是望远镜座PV,其中会经历小但复杂的光度变化和径向速度的波动。望远镜座PV星相较于其它B型恒星是极度缺乏氢,和光度会在几小时到几年的时间尺度范围上发生变化。当2008年,在变星总表上只有12颗被确认的望远座PV型变星望远镜座PV型变星根据恒星光谱分为三种不同的类型。

PVTEL I:周期5 – 30天,显示出低振幅准周期光变化,是缺氢的A或b超巨星。
PVTEL II:周期0.5 – 5天,显示出低振幅准周期光变化,是贫氢O或早期b超巨星
PVTEL III:周期20 – 100天,呈现低振幅准周期光变化,但不像RCB恒星那样处于深度极小期,是缺氢和富碳的F或G超级巨星。

12,慢脉动B型变星(SPB,Slowly pulsating B type stars)

缓慢脉冲B型星SPB剑鱼座γ型变星GDOR非常相似,但质量更大(是太阳质量的2.5到8倍)。它们非常热,有效温度在11000-30000K之间,通常表现出多种重力模式的脉动,脉动周期几小时到几天不等。GCVS分类为LPB

13,鲸鱼ZZ型变星(ZZ,ZZ Ceti variables)

该类变星是非径向脉动白矮星。其光变周期约0.5-25分钟,振幅0.001-0.2星等。它们通常显示出几个相近的周期。有时可以观测到1星等的耀斑。有以下2个子类型:

①,ZZA:只有氢吸收谱线的DA谱型的鲸鱼ZZ型变星;
②,ZZB:DB谱型的鲸鱼ZZ型变星,其光谱中只有氦吸收线,也称为V777 Herculis
③,ZZO:大气层中大部分是He、C和O。ZZO型严格上还不是白矮星,相反的,它们在赫罗图上的位置介于渐近巨星分支和白矮星之间,应该称为前白矮星。它们是高温的,室女座GW变星的表面温度在75000 K至200000 K变周期范围在大约300秒至5,000秒,并且有着以氦、碳和氧为主的大气层和相对较低的表面重力(log g ≤ 6.5),一般认为这类的恒星在冷却后会成为DO白矮星。也称为GW Virginis变星,原型是PG 1159 

16,蓝大振幅脉动变星(Blue large-amplitude pulsator,BLAP)

疑似一种类型的脉动变星。它们非常罕见,光学重力透镜实验在调查10亿颗恒星之后,只有14颗属于这一类型。蓝大振幅脉动变星是来自华沙大学的一组天文学家发现的,并于2017年6月发表在《Nature Astronomy》这本期刊上。当2013年在搜寻周期短于1小时的变星期间,检测到一颗周期为28.26分钟的变星,尽管它的周期较短,且振幅异常的大,但仍暂时分类为盾牌座δ型变星DSCT

 此一类型恒星的特点是在半小时左右(20-40分钟),振幅在0.2-0.4等,光变曲线形状与 RRAB 型恒星相似,颜色极蓝,表面温度大约在30000K左右,并且比主序星小。蓝大振幅脉动变星结构模型类似于巨星的模型 -96%的质量集中在只有整颗恒星半径20%的核心中。其余的质量在一个稍微皱褶,以快速脉动的包层,因此有大振幅的光度变化。目前,这样的理论指解释了蓝大振幅脉动变星是如何建造,它们的亮度是如何变化,而关于恒星的形成只有假设。其中一种假设是这些恒星在演化的某个阶段,肯定已经失去了大部分的质量,以及像现在这样的热。科学家认为,这样的配置不能由一颗孤独的恒星演化而来。例如,一种可能就是一颗恒星在星系中心的超大质量黑洞附近掠过。然后,黑洞剥夺了这颗恒星的外层,但正如科学家所暗示的,这种情况不太可能发生。另一种较可能的假设是这种天体可以在两颗低质量恒星合并后形成。

17,快速振荡Ap变星(roAp,Rapidly oscillating Ap stars)

快速振荡Ap变星,特征是短时间内光度或径向速度的急速变化。脉动周期为0.003-0.015天4-21)分钟,振幅0.01等左右。光谱为Ap型。这类恒星在赫罗图的主序带上的盾牌座 δ变星不稳定带。

18,快速振荡Am变星(roAm,Rapidly oscillating Am variables)

快速振荡Am变星,脉动周期为60-170次/天8-22分钟),脉动引起的光变化幅度小于0.01等。

19,快速脉动B型热亚矮星(RPHS,Rapidly pulsating hot (subdwarf B) stars)

是一种短周期B型热亚矮星,也称V361 Hya变星或EC 14026变星,B型亚矮星是一种奇特的恒星,拥有高温加上极度缺乏氢的特征。被认为是过早被剥离外层的红巨星或者白矮星合并的产物。周期在90秒到600秒之间,振幅在百分之几星等。GCVS分类为RPHS,原型是长蛇座V361(V361 Hya = EC 14026-2647

20,V1093HER,Long period sdB

是一种长周期B型热亚矮星,周期在45到180分钟之间,也称为PG 1716变星,原型为V1093 Her

21,DWLYN

V1093HER变星V361HYA变星的混合型。

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