热门问题
时间线
聊天
视角

蒭藁变星

具有典型的周期性热脉动、良好周光关系和巨大星风物质损失等特性的一类变星 来自维基百科,自由的百科全书

蒭藁變星
Remove ads

chúgǎo变星(英语:Mira variables),又称蒭藁型变星米拉变星/ˈmrə/(依据其原型恒星米拉命名,其中文名称是蒭藁增二),是一种颜色非常红的脉动变星,脉动周期超过100天,在红外线的星等变化超过1星等,可见光的变化为2.5星等以上[1]。在恒星演化的历程上,它们是很晚期的红巨星,位于渐近巨星支(AGB)。它们即将逐出外面的气体壳层成为行星状星云,并在几百万年内成为白矮星

Thumb
米拉变星的原型:鲸鱼座的米拉(鲸鱼座ο)。

特征

蒭藁变星是质量足够大,但仍小于两个太阳质量的恒星,且它们的核心经历了氦融合[2],已经失去大约一半初始质量的恒星[来源请求]。然而,由于它们膨胀的外壳非常大,它们的亮度可能是太阳的数千倍,而且它们的脉动是由于整颗恒星的膨胀和收缩。这过程会产生温度随半径的变化,这两个因素都会导致光度的变化。脉动取决于恒星的质量和半径,在周期和光度(以及颜色)之间有一个明确的关系[3][4]。在可见光的视星等有非常大的振幅,不是由于光度的大变化,而是由于恒星在脉动过程中温度的变化,在红外和可见光波长之间的能量输出发生了变化[5]

Thumb
天鹅座χ的光变曲线。

米拉变星的早期模型假设该恒星在这一过程中保持球对称(主要是为了保持电脑建模的简单,而不是出于物理原因)。最近对米拉变星的调查发现,使用IOTA望远镜可以分辨的米拉变星中,75%不是球对称的[6],这一结果与之前的个别米拉变星的影像一致[7][8][9],因此,现在有迫切的需要在超级电脑上对米拉变星进行逼真的三维建模[10]

米拉变星可能是富氧或富碳的。富含碳的恒星,如欣德的红星,是由一系列狭隘的条件产生的,这些条件推翻了AGB恒星由于疏浚而在其表面保持氧气过剩而非碳的正常趋势[11]。像米拉变星这样的脉动AGB恒星在交替的氢和氦壳层中发生融合,产生被称为疏浚的周期性深层对流。这些疏浚将燃烧氦气的外壳中的碳带到表面,其结果将形成一颗碳星。然而,在大约4 M以上的恒星中,会发生热底(hot bottom)燃烧。这是当对流区的下部区域足够热,可以发生显著的碳氮氧循环的核融合,而在碳被输送到表面之前,它会破坏大部分碳已经被破坏。因此,更大质量的AGB恒星不会变得富含碳[12]

米拉变星正在迅速失去质量,这些物质经常在恒星周围形成尘埃覆盖层。 在某些情况下,条件适合于自然迈射的形成[13]

一小部分的米拉变星似乎会随著时间的推移而改变其周期:在几十年到几个世纪的过程中,周期以相当大的幅度(高达三倍)增长或减短。这被认为是由其中的壳层重燃外层壳层,引起的热脉冲。这改变了恒星的结构,表现为周期的变化。据预测,这一过程会发生在所有米拉变星上,但在该恒星的渐近巨星支生命期内(不到一百万年),热脉冲的持续时间相对较短(最多几千年),这意味著我们只在已知的数千颗米拉变星中的少数恒星中看到它,可能在长蛇座R中看到[14]。大多数米拉变星在周期上确实表现出轻微的周期变化,这可能是由恒星外壳的非线性行为引起的,包括与球面对称性的偏差[15][16]

因为米拉变星的亮度变化很大,它们是对变星观测感兴趣的业馀天文学家们的热门目标。一些米拉变数(包括蒭藁增二本身)的可靠观测可以追溯到一个多世纪前[17]

Thumb
米拉变星的视觉化
Remove ads

列表

下面的清单包含选定的米拉变星。除非另有说明,否则给定的星等是在V波段内,距离来自Gaia DR2星表[18]

更多信息 恒星, 最亮星等 ...
Remove ads

相关条目

参考资料

Loading content...

外部链接

Loading content...
Loading related searches...

Wikiwand - on

Seamless Wikipedia browsing. On steroids.

Remove ads