變星

发现史

大约在公元1600年前后，第一次发现某些恒星光度会改变。在公元1572年以及1604年，都有超新星在天空中出现；在1592年，大卫·法巴雷克斯（David Fabricius）发现鲸鱼座ο星有周期性的消失现象，之后这颗星被称为米拉（Mira，拉丁字，意思是"不可思议的恒星"）。这些发现都证明了恒星的世界，不像亚里士多德和一些古代的哲学家所说的，不是永恒不变的。在这种环境下，变星的发现导致了16与17世纪初期"天文学的革命"。在1786年，已经知道有12颗恒星是变星，大陵五变星早在1669年就被蒙坦雷（Geminiano Montanari）发现，直到1784年约翰·古德利克（John Goodricke）首先发现其变化特性。1850年后变星被发现的数量迅速的增加，尤其是在1890年摄影术被应用在变星发现上之后。在最近一版的变星总表（General Catalogue of Variable Stars，2003年）中，我们银河系中的变星数目已经接近40,000颗，在其他星系中的也有10,000颗，甚至超过10,000颗被“怀疑”是变星。

变星的类型

大部分的变星都会产生亮度的变化，但其他种类的变化也会发生，如星球的光谱发生变化。结合光变曲线和观测到的光谱变化，天文学家已经能解释一些特定的变星是如何变化的。

观测资料的解释

结合变星的光变曲线和光谱经常能给出光度变化原因的线索。例如，一颗脉动星的光谱就透露出它表面物质的运动，因为表面周期性的接近和远离我们，与它们的亮度变化的步调吻合。
大约三分之二的变星都是脉动变星。天文学家爱丁顿在1930年代发现这类变星并解释变光原因：他表示，描述星球内部的数学方程也会导致星球因不稳定产生脉动。最常见的不稳定状态就是恒星外部对流层的游离度变化导致。因为不同的游离态造成的不透明度不同，影响恒星结构中的能量转移，最终产生不稳定结构。
假设变星在膨胀阶段：它的外层在膨胀，因而造成温度的下降。而因为温度的下降，游离的程度也会减低，这会使得气体变得较为透明，因此恒星的能量更易于辐射出去。这反而会导致恒星的收缩，气体被压缩，并且游离程度也将增加。这又使得气体变得不再透明，而辐射的能量暂时会被气体吸收。这使得气体被加热，导致再度的膨胀。如此的膨胀和收缩（隆起和退缩）循环会持续的进行。
脉动型造父变星的胀缩就是因为游离的氦造成的（从He⁺⁺成为He⁺和再返回成为He⁺⁺）。

变星的命名

在某特定的星座中，第一个发现的变星依序以大写英文字母R到Z来编号，例如：仙女座R。这种命名法是阿格兰德所提出的，他是最早将星座中被发现而还没有名字的变星以拜耳尚未使用到的字母R来标示，然后使用双字母RR到RZ、SS到SZ，直到ZZ来标示在同一个星座中陆续被发现的变星；之后再被发现的则由AA至AZ、BB至BZ，直至QQ至QZ为止（其中省略掉字母J）。当这334个的字母组合用尽后，再在同一个星座中被发现的变星就采用数字与字母V结合，由V335开始的编号来排序，例如天鹅座V1500。

本质变星

一些这类变星的分类、型态与例子如下：

造父和似造父变星

这一类别包含几种很规律的膨胀和收缩的脉动变星，胀缩的频率通常星球本身的基频。一般认为爱丁顿阀门机制可以用来解释造父变星的胀缩变化：星球氦层的不透明度与游离度相关，游离度越大就越不透明。当星球最暗的时候也是体积收缩的时候，因为收缩靠近核心区，氦层的游离度上升，导致不透明度增加，而不透明的氦层又会吸收更多的能量使得温度上升，氦层温度上升后又开始膨胀，膨胀后远离核心区，氦层的不透明度下降，导致能量很快从氦层逸散，温度下降又让氦层开始收缩，就这样重新开始循环。
造父型变星，室女座W型变星，天琴座RR型变星，与盾牌座型变星同属于赫罗图上不稳定带的变星，它们的变化咸认为可用爱丁顿阀门机制来解释；不过，造父型变星的机制则尚未厘清。从光谱类型来看，不稳定带的星球分布在A到M型（颜色分布从白到红），而造父型变星则是分布在后期O到B型星（颜色深蓝到蓝）。
这些类型变星的周期和绝对星等之间都有一定的关联性，就像周期和恒星的平均密度有所关联。美国女天文学家亨丽爱塔．勒维特首先发现了造父型变星的周光关系。

造父δ型变星

这类变星中最重要的是造父δ型变星，通常就直接称为造父型变星，属于黄色的巨星，并且有非常规律的变光周期。这类变星的变光周期从几天到数周不等，是最早被发现的变星类型，因仙王座δ星，中文名称造父一，属于此类而得名。
这型变星的重要性在于可以作为距离测量的标准烛光。她们的光度与变光周期有密切的关联，而且只受到恒星中金属含量多寡的影响。通常，脉动周期越长的，光度就越明亮，而只要周-光关系被校正好，测出了造父变星的变光周期，距离就可以经由视星等的观察轻易的换算出来。在本地群的星系之间，测量造父变星的视星等和变光周期，是测量距离的重要依据。
艾德温·哈勃就使用这种方法证明当初被分类为螺旋星云的天体是银河系外的星系。
天空中明亮的北极星，虽然是比较奇特的一颗，也是造父型变星。

室女W型变星

这一型与造父型变星非常相似，但是属于第二星族，所以金属的含量较低，周光关系也就不完全一样了。

天琴RR型变星

这一类变星也与造父型变星类似，但是光度不如造父变星那么明亮。她们的年龄比造父型老，属于第二星族，通常存在于球状星团中，所以也称为星团造父变星。这一类也有良好的周-光关系，也可以作为测量距离的工具。她们的变光周期在数小时至一天或更长些的范围内，光度的变化在0.2～2等之间，当恒星半径最大时达到最大亮度。

盾牌δ型变星

盾牌δ型变星与造父型变星类似，但是光度更为黯淡，周期也更短，曾经被称为矮造父变星。这一类型经常由许多周期叠加，因此有复杂的变光曲线，典型的变光范围在0.003～0.9等，周期在0.01～0.2天之间，光谱类型在A0和F5之间。

凤凰座SX型变星

这类变星的光谱类型从A2至F5，例如在许多状星团中发现的玉夫δ型变星，她们的光度在1～2小时的周期中会有约0.7等的变化。

快速振荡Ap变星

这些变星属于主序星，光谱类型为A，偶尔会有F0的，是盾牌座δ型变星的子类。它们的光度会在几分钟的时间内发生非常快速的变化，振福是数千分之一星等的快速振荡。

早期光谱型（O或B）的蓝白色变星

蓝白色的星，通常是巨星，特征是只有微小的光度变化和短的周期。

仙王β型变星

仙王β型变星（通常欧洲的国家称之为大犬座β变星），在0.1～0.6天的短周期内，光度有0.01～0.3等的变化幅度，在收缩至最小时光度最亮。

望远镜座PV型变星

这一型的变星是氦的超巨星，变光周期在0.1～1天之间，光度变化的平均值为0.1等。

长周期和半规则变星

这一类变星可算是红巨星的集团，以大约一年长度的周期不停的膨胀和收缩，周期不是常数，只是一个循环接着一个循环继续的变化。

米拉型变星

米拉型变星是非常低温的红超巨星，他经历著非常大的胀缩变化，光度在2.5～11等之间变化著，而变暗之前视星等会在2.5等维持数个月的时间。米拉变星本身是鲸鱼座ο星，中名蒭槀增二，光度以332天的周期在2～10等之间变化。

半规则变星

通常都是红超巨星，半规则变化通常是指周期的场合，但也有周期变化不规则的。最著名的例子就是猎户座的参宿四，他的光度在+0.2～+1.2之间变化。

金牛RV型变星

她们是颜色在深浅之间交互变化的黄色超巨星，典型的在30-100天的间隔中会出现两个光度的峰值，变光的振幅在3-4等，而且，而叠加这些变化的周期将长达数年。她们在最亮时的光谱是F或G，在最暗时的光谱是K或M。

不规则变星

它们通常是不具周期性或似乎有周期的红超巨星，有些可能是缺乏研究的半规则变星，需要更多的观察以重新分类。

非径向胀缩

非径向胀缩导因于球体周期性的畸变，例如，一些椭球体形状的恒星可能导致表面的振荡。

天鹅座α型变星

天鹅座α型变星是非径向胀缩的超巨星，光谱分类属于Bₑₚ至AₑₚIa，周期在数天至数周之间，但典型的变光幅度只有0.1等。由于有许多周期相近的振荡叠加在一起，光度的变化经常是不规则的。例如，天鹅座中最亮的天津四就是这类型变星的标准型。

鲸鱼ZZ型变星

这种非迳向胀缩形变星的周期非常短，不会超过25分钟，变光的幅度也只有0.001～0.2等。鲸鱼座ZZ可能是一颗光谱型DA的白矮星，或是DAV的白矮星变星。

原恒星（主序前星变星）

原恒星变星是尚未完成从星云中凝聚过程的年轻恒星，大多数的原恒星显示出不规则的光度变化。

赫比格Ae/Be星

变化更大的大质量（2-8太阳质量）恒星，被认为是在拱星盘内循着轨道运行的气体丛集。

猎户变星

猎户变星是年轻炙热的前主序星变星，通常仍被埋在星云内。她们的周期不稳定，变化也有数个星等。一个比较著名的猎户变星分支是金牛T星，金牛T星变光的原因是恒星表面的星斑和气体丛集，在拱星盘内循着轨道运行。

猎户FU型变星

这类型变星的位置在反射星云内，她们的光度在很长的时间内维持一定的光度，然后会逐渐的增加，变化可以达到6个星等。之后光度会下降约2或更多的星等，周期长达数年之久。例如：天鹅座V1057在11年的周期内光度会下降2.5等。猎户座FU变星的光谱为A到G，并且可能是金牛T变星演化过程中的一个阶段。

主序星变星

在主序星的变星主要是爆发变星颇令人讶异，她们通常是非常重（沃夫－叶瑞星）和非常亮（鲸鱼座UV）的恒星。

沃尔夫-拉叶星

沃尔夫-拉叶星是大质量的高温星，她们经历周期性的质量爆发，造成平均0.1等的光度变化，恒星光谱线中有变宽的氦、氮、碳、和氧的发射谱线。

闪光星

耀星也就是鲸鱼UV型变星，是非常黯淡的主序星，会规律的发出闪光。它们的亮度会在短短的几秒钟内增加2等级，然后在30分钟或更短的时间内回复原来的光度。有些邻近的红矮星是闪光星，像是半人马座比邻星和沃尔夫359。

巨星和超巨星

大的恒星很容易流失物质，因此巨星和超巨星是爆发变星是颇为普遍的。

高光度蓝变星

也称为剑鱼S型变星，已知最明亮的变星都属于这一型，例如特超巨星的海山二（船底座η）和天鹅座P。

仙后γ型变星

仙后γ型变星是BIII-IVe型的恒星，变光是因为高速的自转将赤道区域的物质抛出恒星的表面，她们的光度起伏不定，可以达到1.5等。

北冕座R变星

虽然在分类上是爆发型的变星，但是这类变星不会经历周期性的增光，取而代之的是大部分的时间都在最大光度，反而在短时间内光度会突然不规则的降低1～9个星等，然后在几个月内缓缓的回复到最大亮度。这种变化被认为是尘埃在恒星的大气层内形成的机制造成的，当尘埃形成并在恒星移动时，温度终将低至尘埃冷凝的温度之下，这时光线的传导会受到遮蔽，于是造成恒星光度下降；当尘埃逐渐消散时，光度也就逐渐回复了。
北冕座R是一颗原恒星，其他的例子包括小熊座Z和金牛座SU。

猎犬RS型变星

这类是有色球活动和闪焰的长周期密近双星系统，典型的周期在1至4年，活动周期可以和太阳的太阳周期比较。这种类型常会缩写为猎犬座RS，其原型也是食双星。

超新星

超新星是最戏剧化的激变型变星，可能是宇宙中最激烈的的事件。一颗超新星能在短暂的时间内释放出相当于整个星系的能量，亮度增加20等级以上。超新星质量数倍于太阳的大质量恒星死亡过程中的现象，恒星的外层以每小时数千公里的高速向外逃逸，剩下来的是一颗波霎。奔离的气体可能会成为被称为超新星残骸的云气，最有名的就是蟹状星云，是公元1054年在中国和北美洲都曾记录下的超新星造成的云气。
超新星也可能经由物质向白矮星的传输而产生。如此产生的超新星在变光曲线上的绝对亮度会有明显的特征，所以这种超新星可以做为估计其他星系距离的标准烛光。被研究得最多的超新星是位于大麦哲伦星系的SN 1987A。

新星

新星以是戏剧性爆炸的结果，但不同于超新星的是未导致主体的毁灭。它们是很接近的双星，而且在数十年、数世纪或数千年会再复发。依据它们的光度变化曲线，新星被分为快速、慢或极慢。曾有些裸眼可见的新星被记录，1975天鹅座新星是在最近历史上第二亮的新星。

仙女Z型变星

这些共生的联星是由红巨星和高温蓝星发展出的气体和尘埃包覆着，它们像新星一样的爆发，光度的变化可以达到约4星等。

外因变星

外因变星有两个主要的团：自转变星和食变星。

自转变星

当自转时，恒星表面具规模的黑子足以显示出明显的光度变化，明亮的区域出现时会改变亮度。在磁星，明亮的斑点会出现在磁极。形状是椭圆形的恒星，当朝向观测者的面积改变时也会显示出光度的变化。

椭球变星

这类变星是非常靠近的双星，由于相互间的引力作用导致星体成为非球体。而因为星体的自转使得被观察到的表面积改变，因而影响到从地球上观察所能见到的光度。

星斑

恒星表面的光度不均匀，有明亮和黑暗的区域（类似太阳黑子）。这些恒星的色球层亮度也许会改变，而因为恒星的自转造成数成的光度改变。

后发座FK变星

这类恒星以高速自转，导致形状成为椭圆体。

天龙座BY变星

天龙座的这一类变星的光谱属于K或M型，光度变化少于0.5星等。

猎犬α2型变星

猎犬α²型变星是恒星光谱B8至A7的主序带星，显然是因为磁场的变化造成0.01至0.1等级的光度波动。

白羊座SX变星

这一类型变星光度的变化只有0.1个星等，肇因于高速自转引起磁场的改变。

可见光波霎

少数的波霎可以在可见光中侦测到，这些中子星的光度会随着自转改变。由于高速的自转，亮度的变化也很迅速，都在毫秒到数秒之间。第一颗也是最有名的是蟹状星云的中子星。

食双星

外在的改变也会造成光度的变化，从地球上观察可以找出这些外来的原因。其中最普通的原因是两颗恒星互绕，也就是这两颗星组成联星。从某些角度上观察，其中一颗星会食到另一颗而造成光度的衰减。其中一个很著名的食双星是大陵五（英仙座β）。

大陵五变星

大陵五变星有非常稳定的周期，在周期内有一次或两次的极小值变化，其余时间的光度则几乎不变。这类型的标准星是英仙座的大陵五。

天琴β型变星

天琴座β型变星是极端靠近的双星，因渐台二而得名。这类变星的变光区线经常在改变，因此几乎不能分辨每次食的确切开始与结束的时刻。

大熊座W型变星

这类变星的周期短于一天，两颗恒星的距离是如此的接近，以致于彼此的表面几乎接触到了。

行星凌

系外行星如果在地球与母恒星之间穿越恒星的前方，也会造成亮度的变化。与恒星的光度比较，这种变化是非常小的，只有在很精密的观测下才能被察觉。已经有的例子有HD 209458和GSC 02652-01324。