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蒭藁變星

十月 19, 2023

蒭藁（ChúGǎo）變星，又称蒭藁型变星或米拉變星/ˈmaɪrə/（依據其原型恆星米拉命名，其中文名稱是蒭藁增二），是一種顏色非常紅的脈動變星，脈動週期超過100天，在紅外線的星等變化超過1星等，可見光的變化為2.5星等以上[1]。在恆星演化的歷程上，它們是很晚期的紅巨星，位於漸近巨星支（AGB）。它們即將逐出外面的氣體殼層成為行星狀星雲，並在幾百萬年內成為白矮星。

米拉變星的原型：鯨魚座的米拉（鯨魚座ο）。

特徵 编辑

蒭藁變星是質量足够大，但仍小於兩個太陽質量的恆星，且它們的核心經歷了氦融合[2]，已經失去大約一半初始質量的恒星[來源請求]。然而，由於它們膨脹的外殼非常大，它們的亮度可能是太陽的數千倍，而且它們的脈動是由於整顆恆星的膨脹和收縮。這過程會產生溫度隨半徑的變化，這兩個因素都會導致光度的變化。脈動取決於恆星的質量和半徑，在週期和光度（以及顏色）之間有一個明確的關係[3][4]。在可見光的視星等有非常大的振幅，不是由於光度的大變化，而是由於恆星在脈動過程中溫度的變化，在紅外和可見光波長之間的能量輸出發生了變化[5]。

 
天鵝座χ的光變曲線。

米拉變星的早期模型假設該恆星在這一過程中保持球對稱（主要是為了保持電腦建模的簡單，而不是出於物理原因）。最近對米拉變星的調查發現，使用IOTA望遠鏡可以分辨的米拉變星中，75%不是球對稱的[6]，這一結果與之前的個別米拉變星的影像一致[7][8][9]，因此，現在有迫切的需要在超級電腦上對米拉變星進行逼真的三維建模[10]。

米拉變星可能是富氧或富碳的。富含碳的恆星，如欣德的紅星，是由一系列狹隘的條件產生的，這些條件推翻了AGB恆星由於疏浚而在其表面保持氧氣過剩而非碳的正常趨勢[11]。像米拉變星這樣的脈動AGB恆星在交替的氫和氦殼層中發生融合，產生被稱為疏浚的週期性深層對流。這些疏浚將燃燒氦氣的外殼中的碳帶到表面，其結果將形成一顆碳星。然而，在大約4 M☉以上的恆星中，會發生熱底（hot bottom）燃燒。這是當對流區的下部區域足够熱，可以發生顯著的碳氮氧循環的核融合，而在碳被輸送到表面之前，它會破壞大部分碳已經被破壞。因此，更大質量的AGB恆星不會變得富含碳[12]。

米拉變星正在迅速失去質量，這些物質經常在恆星周圍形成塵埃覆蓋層。 在某些情况下，條件適合於自然邁射的形成[13]。

一小部分的米拉變星似乎會隨著時間的推移而改變其週期：在幾十年到幾個世紀的過程中，週期以相當大的幅度（高達三倍）增長或減短。這被認為是由其中的氦殼層重燃氫外層殼層，引起的熱脈衝。這改變了恆星的結構，表現為週期的變化。據預測，這一過程會發生在所有米拉變星上，但在該恆星的漸近巨星支生命期內（不到一百萬年），熱脈衝的持續時間相對較短（最多幾千年），這意味著我們只在已知的數千顆米拉變星中的少數恆星中看到它，可能在長蛇座R中看到[14]。大多數米拉變星在週期上確實表現出輕微的週期變化，這可能是由恆星外殼的非線性行為引起的，包括與球面對稱性的偏差[15][16]。

因為米拉變星的亮度變化很大，它們是對變星觀測感興趣的業餘天文學家們的熱門目標。一些米拉變數（包括蒭藁增二本身）的可靠觀測可以追溯到一個多世紀前[17]。

 
米拉變星的視覺化

列表 编辑

相關條目 编辑

  • 變星列表
  • 科幻小說中的米拉（英语：Stars and planetary systems in fiction#Mira (Omicron Ceti)）
  • 造父變星

參考資料 编辑

  1. ^ 1997JAVSO..25...57M Page 57. adsabs.harvard.edu. [2023-02-23]. 
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十月 19, 2023
蒭藁變星, 蒭藁, chúgǎo, 變星, 又称蒭藁型变星或米拉變星, 依據其原型恆星米拉命名, 其中文名稱是蒭藁增二, 是一種顏色非常紅的脈動變星, 脈動週期超過100天, 在紅外線的星等變化超過1星等, 可見光的變化為2, 5星等以上, 在恆星演化的歷程上, 它們是很晚期的紅巨星, 位於漸近巨星支, 它們即將逐出外面的氣體殼層成為行星狀星雲, 並在幾百萬年內成為白矮星, 米拉變星的原型, 鯨魚座的米拉, 鯨魚座ο, 目录, 特徵, 列表, 相關條目, 參考資料特徵, 编辑是質量足够大, 但仍小於兩個太陽質量的恆. 蒭藁 ChuGǎo 變星 又称蒭藁型变星或米拉變星 ˈ m aɪ r e 依據其原型恆星米拉命名 其中文名稱是蒭藁增二 是一種顏色非常紅的脈動變星 脈動週期超過100天 在紅外線的星等變化超過1星等 可見光的變化為2 5星等以上 1 在恆星演化的歷程上 它們是很晚期的紅巨星 位於漸近巨星支 AGB 它們即將逐出外面的氣體殼層成為行星狀星雲 並在幾百萬年內成為白矮星 米拉變星的原型 鯨魚座的米拉 鯨魚座o 目录 1 特徵 2 列表 3 相關條目 4 參考資料特徵 编辑蒭藁變星是質量足够大 但仍小於兩個太陽質量的恆星 且它們的核心經歷了氦融合 2 已經失去大約一半初始質量的恒星 來源請求 然而 由於它們膨脹的外殼非常大 它們的亮度可能是太陽的數千倍 而且它們的脈動是由於整顆恆星的膨脹和收縮 這過程會產生溫度隨半徑的變化 這兩個因素都會導致光度的變化 脈動取決於恆星的質量和半徑 在週期和光度 以及顏色 之間有一個明確的關係 3 4 在可見光的視星等有非常大的振幅 不是由於光度的大變化 而是由於恆星在脈動過程中溫度的變化 在紅外和可見光波長之間的能量輸出發生了變化 5 nbsp 天鵝座x的光變曲線 米拉變星的早期模型假設該恆星在這一過程中保持球對稱 主要是為了保持電腦建模的簡單 而不是出於物理原因 最近對米拉變星的調查發現 使用IOTA望遠鏡可以分辨的米拉變星中 75 不是球對稱的 6 這一結果與之前的個別米拉變星的影像一致 7 8 9 因此 現在有迫切的需要在超級電腦上對米拉變星進行逼真的三維建模 10 米拉變星可能是富氧或富碳的 富含碳的恆星 如欣德的紅星 是由一系列狹隘的條件產生的 這些條件推翻了AGB恆星由於疏浚而在其表面保持氧氣過剩而非碳的正常趨勢 11 像米拉變星這樣的脈動AGB恆星在交替的氫和氦殼層中發生融合 產生被稱為疏浚的週期性深層對流 這些疏浚將燃燒氦氣的外殼中的碳帶到表面 其結果將形成一顆碳星 然而 在大約4 M 以上的恆星中 會發生熱底 hot bottom 燃燒 這是當對流區的下部區域足够熱 可以發生顯著的碳氮氧循環的核融合 而在碳被輸送到表面之前 它會破壞大部分碳已經被破壞 因此 更大質量的AGB恆星不會變得富含碳 12 米拉變星正在迅速失去質量 這些物質經常在恆星周圍形成塵埃覆蓋層 在某些情况下 條件適合於自然邁射的形成 13 一小部分的米拉變星似乎會隨著時間的推移而改變其週期 在幾十年到幾個世紀的過程中 週期以相當大的幅度 高達三倍 增長或減短 這被認為是由其中的氦殼層重燃氫外層殼層 引起的熱脈衝 這改變了恆星的結構 表現為週期的變化 據預測 這一過程會發生在所有米拉變星上 但在該恆星的漸近巨星支生命期內 不到一百萬年 熱脈衝的持續時間相對較短 最多幾千年 這意味著我們只在已知的數千顆米拉變星中的少數恆星中看到它 可能在長蛇座R中看到 14 大多數米拉變星在週期上確實表現出輕微的週期變化 這可能是由恆星外殼的非線性行為引起的 包括與球面對稱性的偏差 15 16 因為米拉變星的亮度變化很大 它們是對變星觀測感興趣的業餘天文學家們的熱門目標 一些米拉變數 包括蒭藁增二本身 的可靠觀測可以追溯到一個多世紀前 17 nbsp 米拉變星的視覺化列表 编辑相關條目 编辑變星列表 科幻小說中的米拉 英语 Stars and planetary systems in fiction Mira Omicron Ceti 造父變星參考資料 编辑 1997JAVSO 25 57M Page 57 adsabs harvard edu 2023 02 23 Ireland M J Scholz M Tuthill P G Wood P R Pulsation of M type Mira variables with moderately different mass search for observable mass effects Monthly Notices of the Royal Astronomical Society December 2004 355 2 444 450 22 November 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Labeye P Malbet F Malin D Pearlman M Perraut K Souccar K Wallace G First Surface resolved Results with the Infrared Optical Telescope Array Imaging Interferometer Detection of Asymmetries in Asymptotic Giant Branch Stars The Astrophysical Journal 2006 652 1 650 660 Bibcode 2006ApJ 652 650R S2CID 30825403 arXiv astro ph 0607156 nbsp doi 10 1086 507453 Haniff C A Ghez A M Gorham P W Kulkarni S R Matthews K Neugebauer G Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira PDF Astronomical Journal 1992 103 1662 Bibcode 1992AJ 103 1662H doi 10 1086 116182 Karovska M Nisenson P Papaliolios C Boyle R P Asymmetries in the atmosphere of Mira Astrophysical Journal 1991 374 L51 Bibcode 1991ApJ 374L 51K doi 10 1086 186069 nbsp Tuthill P G Haniff C A Baldwin J E Surface imaging of long period variable stars Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 1999 306 2 353 Bibcode 1999MNRAS 306 353T doi 10 1046 j 1365 8711 1999 02512 x nbsp Freytag B Hofner S Three dimensional simulations of the atmosphere of an AGB star Astronomy and Astrophysics 2008 483 2 571 Bibcode 2008A amp A 483 571F doi 10 1051 0004 6361 20078096 nbsp Feast Michael W Whitelock Patricia A Menzies John W Carbon rich Mira variables Kinematics and absolute magnitudes Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2006 369 2 791 797 Bibcode 2006MNRAS 369 791F S2CID 12805849 arXiv astro ph 0603506 nbsp doi 10 1111 j 1365 2966 2006 10324 x Stancliffe Richard J Izzard Robert G Tout Christopher A Third dredge up in low mass stars Solving the Large Magellanic Cloud carbon star mystery Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters 2004 356 1 L1 L5 Bibcode 2005MNRAS 356L 1S S2CID 17425157 arXiv astro ph 0410227 nbsp doi 10 1111 j 1745 3933 2005 08491 x Wittkowski M Boboltz D A Ohnaka K Driebe T Scholz M The Mira variable S Orionis Relationships between the photosphere molecular layer dust shell and SiO maser shell at 4 epochs Astronomy and Astrophysics 2007 470 1 191 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