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| 光度有變化的恆星。 |
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最有名的超新星
變星是指亮度有起伏變化的恆星。引起恆星亮度變化的原因有幾何的原因(如交食,屏遮)和物理的原因(如脈動，爆發)以及兩者都兼有(如交食加上兩星間的質量交流)。一些恆星在光學波段的物理條件和光學波段以外的電磁輻射有變化，這種恆星現在也稱變星。變星命名法由阿格蘭德於1844年創立，每一星座內的變星，按發現的先後，在星座後用r—z記名。按照亮度和光譜變化的不同，現在把變星分為幾何變星、脈動變星和爆發變星三大類。在三個大類以下，又可再分為若幹次型。脈動變星和爆發變星是物理變星，都屬於不穩定恆星。 |
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變星(variable star)
由於內在的物理原因或外界的幾何原因而發生亮度變化的恆星。有些恆星雖然亮度沒有變化，但其他物理性質有變化的或光學波段以外的電磁輻射有變化的也歸入變星之列 ，如光譜變星、磁變星、紅外變星、x射綫新星等。
有些恆星的亮度變化肉眼就能發現，但大多數變星必須用一定的儀器、一定的觀測技術才能發現 。照相測光和光電測光技術的應用，使變星數目迅猛增加，1985年開始陸續出版的第 4 版《變星總表》已收集了到1982年為止發現和命名的 28450顆變星和變光體。分光技術提供了變星物理性質的重要信息，不僅為發現變星，也為研究變化的原因提供了條件。但在已知變星中，做過光譜觀測的僅占25％左右。
少數變星在發現亮度變化前已經定名，仍繼續延用，此外，絶大多數變星都按國際通用的命名法命名 ，即用拉丁字母加上星座名作為變星的名字。對每一個星座，按變星發現的順序，從字母r開始 ，一直到z，然後用兩個字母 ，從rr，rs起到zz，再用前面的字母aa，ab，……，一直到qz，其中字母j完全不用，從第335個起，用v335，v336，……，加上星座名。
變星按其光變原因，可以分成內因變星和外因變星。前者的光變是光度的真實變化，光譜和半徑也在變，又稱物理變星；而後者的光度、光譜和半徑不變，它們是雙星，光變的原因是由於軌道運動中子星的相互掩食（稱食雙星或食變星）或橢球效應，外因變星又稱為幾何變星或光學變星。內因變星占變星總數的80％，又可分為脈動和爆發性質迥異的兩大類。脈動變星占內因變星的90％，光變是由星體脈動引起的；爆發變星的光變是由一次或多次周期性爆發引起的。脈動變星和爆發變星又可以分成若幹次型。變星的分類法隨着人們認識的不斷深化而逐漸改變，近年來發現越來越多的雙星不僅是幾何變星，也是物理變星。
變星種類繁多，涉及恆星演化的各個階段，變星的研究必然促進恆星理論的發展；食變星為確定恆星的質量、大小等物理量提供了難得的機會；造父變星的周光關係為宇宙尺度提供了基本校準，新星、超新星的極大亮度可作為粗略的距離指針；變星分屬於中介星族Ⅰ、旋臂星族、盤星族、中介星族Ⅱ和暈星族（見星族）五種不同空間結構次係，對銀河係結構和動力學的研究也有重要意義。 |
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| 物理變星是指由本身物理原因(例如，由於輻射出來的總能量發生了變化)而引起亮度變化的恆星，這類恆星是不穩定恆星。在已發現的兩萬多顆變星中，大部分都是物理變星。亮度的變化是這類變星的重要特徵，這可能是由於存在周期性脈動，不規則性的迸發，或者是發生巨大的毀滅性的爆炸等原因引起的。因此，物理變星又可分為許多類型。其中大多數為脈動變星，爆發變星。由於這類變星對科學研究具有特別重要的意義，而且研究它們睏難很大，因此，格外引起科學工作者們的重視。 |
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有不少恆星，亮度會隨時間變化，它們被稱為變星,古代人把變星稱為“客星”。變星光變的原因，一種是雙星的兩顆子星相互掩食，稱為食變星（即食雙星）。
∈潮湫塹囊桓鱟鈑忻睦郵?a 1024552>英仙星座的大陵五星。它的光變在300多年前已經被發現。它離開我們106光年，光變周期等於2.9天。食變星的光變周期，也就是伴星繞主星轉動的軌道周期。
在更多的情況下，變星的光變是出於內在原因，稱為內因變星。內因變星，又可按光變的性質分為脈動變星和新星、超新星等。 |
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脈動變星使星體程度不同地發生有節奏的大規模運動的恆星。這種運動最簡單的形式是半徑周期性地增大和縮小。在半徑變化的同時，光度、溫度等也隨之發生變化。
脈動變星有很多類型，最典型的一類是造父變星，其代表是仙王星座中的造父一星。這顆變星的光變周期是5.4天，最亮時亮度為3.6等，最暗時亮度為4.3等。 |
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新星是亮度在短時間內（幾小時至幾天）突然劇增，然後緩慢減弱的一類變星，星等增加的幅度多數在9等到14等之間。由於新星在發亮之前一般都很暗，甚至用大望遠鏡也看不到，而一旦發亮後，有的用肉眼就能看到，因此在歷史上被稱為"新星"。
實際上，新星不是新産生的恆星。現在一般認為，新星産生在雙星係統中。這個雙星係統中的一顆子星是體積很小、密度很大的矮星（可以認為是白矮星），另一顆則是巨星（參看恆星的物理特徵和死亡的恆星）。兩顆子星相距很近，巨星的物質受到白矮星的吸引，嚮白矮星流去。這些物質的主要成分是氫。落進白矮星的氫使得白矮星"死灰復燃"，在其外層發生核反應（參看恆星），從而使白矮星外層爆發，成為新星。
新星爆發以後，所産生的氣殼被拋出。氣殼不斷膨脹，半徑增大，密度減弱，最後消散在恆星際空間中。隨着氣殼的膨脹和消散，新星的亮度也就緩慢減弱了下去。 |
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超新星是爆發規模更大的變星，亮度的增幅為新星的數百至數千倍（相當於再增加6至9個星等），拋出的氣殼速度可超過1萬千米。超新星是恆星所能經歷的規模最大的災難性爆發。
超新星爆發的形式有兩種。一種是質量與太陽差不多的恆星，是雙星係統的成員，並且是一顆白矮星（參看死亡的恆星）。這類爆發與新星的差別是核反應發生在核心，整個星體炸毀，變成氣體擴散到恆星際空間。
還有一種超新星，原來的質量比太陽大很多倍，不一定是雙星係統成員。這類大質量恆星在核反應的最後階段會發生災難性的爆發，大部分物質成氣殼拋出，但中心附近的物質留下來，變成一顆中子星。 |
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變星命名法由阿格蘭德於1844年創立，每一星座內的變星，按發現的時間順序,用拉丁字母R、S、T、U、V、W、X、Y、Z記名。
少數變星在發現亮度變化前已經定名，仍繼續延用，此外，絶大多數變星都按國際通用的命名法命名 ，即用拉丁字母加上星座名作為變星的名字。對每一個星座，按變星發現的順序，從字母R開始 ，一直到Z，然後用兩個字母 ，從RR，RS起到ZZ，再用前面的字母AA，AB，……，一直到QZ，其中字母J完全不用，從第335個起，用V335，V336，……，加上星座所有格。
有些恆星的亮度變化肉眼就能發現，但大多數變星必須用一定的儀器、一定的觀測技術才能發現 。照相測光和光電測光技術的應用，使變星數目迅猛增加，1985年開始陸續出版的第 4 版《變星總表》已收集了到1982年為止發現和命名的 28450顆變星和變光體。分光技術提供了變星物理性質的重要信息，不僅為發現變星，也為研究變化的原因提供了條件。但在已知變星中，做過光譜觀測的僅占25％左右。 |
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按照亮度和光譜變化的不同，現在把變星分為幾何變星、脈動變星和爆發變星三大類。在三個大類以下，又可再分為若幹次型。脈動變星和爆發變星是物理變星，都屬於不穩定恆星。
變星按其光變原因，可以分成內因變星和外因變星。前者的光變是光度的真實變化，光譜和半徑也在變，又稱物理變星；而後者的光度、光譜和半徑不變，它們是雙星，光變的原因是由於軌道運動中子星的相互掩食（稱食雙星或食變星）或橢球效應，外因變星又稱為幾何變星或光學變星。內因變星占變星總數的80％，又可分為脈動和爆發性質迥異的兩大類。脈動變星占內因變星的90％，光變是由星體脈動引起的；爆發變星的光變是由一次或多次周期性爆發引起的。脈動變星和爆發變星又可以分成若幹次型。變星的分類法隨着人們認識的不斷深化而逐漸改變，近年來發現越來越多的雙星不僅是幾何變星，也是物理變星。
變星種類繁多，涉及恆星演化的各個階段，變星的研究必然促進恆星理論的發展；食變星為確定恆星的質量、大小等物理量提供了難得的機會；造父變星的周光關係為宇宙尺度提供了基本校準，新星、超新星的極大亮度可作為粗略的距離指針；變星分屬於中介星族Ⅰ、旋臂星族、盤星族、中介星族Ⅱ和暈星族（見星族）五種不同空間結構次係，對銀河係結構和動力學的研究也有重要意義。
物理變星是指由本身物理原因(例如，由於輻射出來的總能量發生了變化)而引起亮度變化的恆星，這類恆星是不穩定恆星。在已發現的兩萬多顆變星中，大部分都是物理變星。亮度的變化是這類變星的重要特徵，這可能是由於存在周期性脈動，不規則性的迸發，或者是發生巨大的毀滅性的爆炸等原因引起的。因此，物理變星又可分為許多類型。其中大多數為脈動變星，爆發變星。由於這類變星對科學研究具有特別重要的意義，而且研究它們睏難很大，因此，格外引起科學工作者們的重視。 在更多的情況下，變星的光變是出於內在原因，稱為內因變星。內因變星，又可按光變的性質分為脈動變星和新星、超新星等。 |
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| 雙星的兩顆子星相互掩食，稱為食變星（即食雙星）。最著名的食變星是英仙星座的大陵五。它的光變在300多年前已經被發現。它離開我們106光年，光變周期等於2.9天。食變星的光變周期，也就是伴星繞主星轉動的軌道周期。 |
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脈動變星使星體程度不同地發生有節奏的大規模運動的恆星。這種運動最簡單的形式是半徑周期性地增大和縮小。在半徑變化的同時，光度、溫度等也隨之發生變化。
脈動變星有很多類型，最典型的一類是造父變星，其代表是仙王星座中的造父一星。這顆變星的光變周期是5.4天，最亮時亮度為3.6等，最暗時亮度為4.3等。
造父變星
造父變星（Cepheidvariablestar）一類高光度周期性脈動變星，也就是其亮度隨時間呈周期性變化。因典型星仙王座δ而得名。仙王座δ星最亮時為3.7星等，最暗造父變星時衹有4.4星等，這種變化很有規律，周期為5天8小時47分28秒。這稱作光變周期。這類星的光變周期有長有短，但大多在1至50天之間，而且以5至6天為最多。由於我國古代將仙王座δ稱作“造父一”，所以天文學家便把此類星都叫做造父變星。人們熟悉的北極星也是一顆造父變星。科學家們經過研究發現，這些變星的亮度變化與它們變化的周期存在着一種確定的關係，光變周期越長，亮度變化越大。人們把這叫做周光關係，並得到了周光關係麯綫。以後在測量不知距離的星團、星係時，衹要能觀測到其中的造父變星，利用周光關係就可以將星團、星係的距離確定出來。因此，造父變星被人們譽為“量天尺”。
1912 年，美國天文學家勒維特（Leavitt）在研究大麥哲倫星雲和小麥哲倫星雲時，在小麥哲倫星雲中發現25顆變星，其亮度越大，光變周期越大，極有規律，稱為周光關係。由於小麥哲倫星雲距離我們很遠，而小麥哲倫星雲本身和距離相比很小，於是可以認為小麥哲倫星雲中的變星距離我們一樣遠。這樣，天文學家就找到了比較造父變星遠近的方法：如果兩顆造父變星的光變周期相同則認為它們的光度就相同。這樣衹要用其他方法測量了較近造父變星的距離，就可以知道周光關係的參數，進而就可以測量遙遠天體的距離。但是造父變星本身太暗淡，能夠用來測量的河外星係很少。其他的測量遙遠天體的方法還有利用天琴座RR變星以及新星等方法。造父變星在可見光波段，光變幅度0.1～2等。光變周期大多在1～50天範圍內，也有長達一二百天的。
造父變星實際上包括兩種性質不同的類型：星族Ⅰ造父變星（或稱經典造父變星）和星族Ⅱ造父變星（或稱室女W型變星），它們有各自的周光關係和零點，對相同的周期，前者的光度比後者小1.4等左右。造父變星光譜由極大時的F型變到極小時的G～K型，譜綫有周期性位移，視嚮速度麯綫的形狀大致是光變麯綫的鏡像反映。這意味着亮度極大出現在星體膨脹通過平衡半徑的時刻（膨脹速度最大）而不是按通常想象那樣發生在星體收縮到最小，因而有效溫度最高的時刻，位相差0.1～0.2個周期。這種極大亮度落後於最小半徑的位相滯後矛盾，被解釋為星面下薄薄的電離氫區在脈動過程中跟輻射進行的相互作用而引起的現象。 |
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新星是亮度在短時間內（幾小時至幾天）突然劇增，然後緩慢減弱的一類變星，星等增加的幅度多數在9等到14等之間。由於新星在發亮之前一般都很暗，甚至用大望遠鏡也看不到，而一旦發亮後，有的用肉眼就能看到，因此在歷史上被稱為"新星"。
實際上，新星不是新産生的恆星。現在一般認為，新星産生在雙星係統中。這個雙星係統中的一顆子星是體積很小、密度很大的矮星（可以認為是白矮星），另一顆則是巨星（參看恆星的物理特徵和死亡的恆星）。兩顆子星相距很近，巨星的物質受到白矮星的吸引，嚮白矮星流去。這些物質的主要成分是氫。落進白矮星的氫使得白矮星"死灰復燃"，在其外層發生核反應（參看恆星），從而使白矮星外層爆發，成為新星。
新星爆發以後，所産生的氣殼被拋出。氣殼不斷膨脹，半徑增大，密度減弱，最後消散在恆星際空間中。隨着氣殼的膨脹和消散，新星的亮度也就緩慢減弱了下去。
超新星是爆發規模更大的變星，亮度的增幅為新星的數百至數千倍（相當於再增加6至9個星等），拋出的氣殼速度可超過1萬千米。超新星是恆星所能經歷的規模最大的災難性爆發。
超新星爆發的形式有兩種。一種是質量與太陽差不多的恆星，是雙星係統的成員，並且是一顆白矮星（參看死亡的恆星）。這類爆發與新星的差別是核反應發生在核心，整個星體炸毀，變成氣體擴散到恆星際空間。
還有一種超新星，原來的質量比太陽大很多倍，不一定是雙星係統成員。這類大質量恆星在核反應的最後階段會發生災難性的爆發，大部分物質成氣殼拋出，但中心附近的物質留下來，變成一顆中子星。 |
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bianxing
變星
variable star
亮度起伏變化的恆星。凡通過探測器（人眼、望遠鏡和輻射接收器）能夠檢測到亮度有變化的星，無論其變化是由於物理原因（如爆發、脈動）、幾何原因（如交食、屏遮），還是二者兼有（如交食加上兩星間的質量交流），都稱為變星。近年來，把光學波段的物理條件有變化或光學波段以外的電磁輻射有變化的恆星，也叫作變星。前者如光譜變星、磁變星，後者如紅外變星、X射綫新星等。
發現史和變星表 中國殷墟出土的商代甲骨卜辭“新大星並火”和“有毀新星”,若解釋為新星現象, 則爆發變星的記錄,可追溯到公元前十四世紀。否則,《漢書》所載元光元年(公元前 134年)六月“客星見於房”，就是關於變星的最早歷史文獻(圖1《漢書·天文志》的新星記錄)。《宋史》所載1006年 4月3日出現的超新星變光始末的描述，是世界公認的第一個變星記錄。二十世紀七十年代還陸續證認出作為爆發後遺跡的射電源、X射綫源和光學對應體。1596年,法布裏修斯發現第一個長周期變星鯨魚座o（□藁增二)。1786年，皮戈特編製了第一個變星表著名變星表，其中載有4顆新星和8顆變星。1840～1844年阿格蘭德爾建立了變星亮度變化的0.1星等等級製,編成變星總數為44顆的星表。二十世紀初，德國天文學會承擔了《變星文獻匯編》的編輯任務，在1918～1922年出版了三捲。美國哈佛大學天文臺在普拉格主持下，於1926年出版了變星表，到1933年修訂了三版，所載變星總數為5,826個。第二次世界大戰後,國際天文學聯合會委托蘇聯天文委員會編製《變星總表》(ОКПЗ)。從1948年起每隔十年再版一次，到1976年出版的第三版第三補編，共載有變星25,920顆。
變星命名 1844年阿格蘭德爾創變星命名法。每一星座內的變星，按發現的時間順序,用拉丁字母R、S、T、U、V、W、X、Y和Z記名。例如，牧夫座內發現的第二個變星，定名為牧夫座S,北冕座第三變星──北冕座T,天鵝座第七變星──天鵝座 X。隨着新發現的變星數目不斷增長，單字母法已不敷應用。哈特威於1881年將單字母擴充為雙字母。按RR、RS、…、RZ，SS、…、SZ，TT、…、ZZ，AA、…、 AZ，BB、…、QZ（但不用字母J）命名一個星座內第10號到第 334號變星。例如，天琴座RR，天箭座WZ，飛馬座AG。當變星數超過334個時,則用拉丁字母V加上阿拉伯數字表示。例如，天蝎座V861,人馬座V4021。近三十年來,《變星總表》編委會就是按照這種國際通用的命名法為新變星定名的。
變星分類 1881年，E.C.皮剋林把變星分為新星、長周期變星、造父變星、不規則變星和食變星 (見食雙星)五類。這是第一個既考慮到光變麯綫的形態特徵,也照顧到光變的物理起因的變星分類法。近百年來，對變星物理的認識取得很大進展。現在根據光變本原，把變星重新劃分為脈動變星、爆發變星和幾何變星三個大類。在三個大類以下，又按照光變形態和物理原因，細分為若幹次型。
變星的分類法隨着人們認識的不斷深化而逐漸改變，因而分法也不盡相同。例如有人把獵犬座□□型變星歸入脈動變星;有人認為北冕座R型變星可以歸入爆發變星，因為它有時爆發性地拋出吸光物質；有人主張按子星是否充滿臨界等位面的情況來對食變星重新進行分類等等。
變星研究和恆星演化 因物理變星的演變時間尺度大大短於正常恆星在主星序留駐的時間，所以物理變星的研究有助於闡明恆星從量變到質變的演化環節。其中，食變星為研究恆星結構提供了質量、大小和光度等基本參量。近年來發現越來越多的食變星不僅是幾何變星，也是物理變星，它們是研究恆星演化的重要對象。現代恆星演化理論能夠定 |
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- n.: variable star
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