へんぼし

本页使用了标题或全文手工转换
维基百科ひゃっか自由じゆうてき百科ひゃっかぜん
重定しげさだこう变星
船底ふなそこほしうんなかてき变星船底ふなそこηいーた
包含ほうがんみやつこちちへんぼしてきさんきれ星雲せいうん
ざい兩個りゃんこ不同ふどうだんゆうちょ不同ふどうあきらてき芻槀ぞう(Mira)。

へんぼししたがえ地球ちきゅううえ觀察かんさつ其亮ほしとうゆう起伏きふく變化へんかてき恆星こうせい

這種變化へんか可能かのうよし於發射的しゃてき光量ひかりりょう變化へんかあるぼう部分ぶぶん阻擋而引おこりてきいん此變ほしるいため

  • 內因へんぼし本質ほんしつへんぼし):其亮實際じっさいじょう發生はっせい變化へんかれい如,いんため恆星こうせいしゅう性的せいてき膨脹ぼうちょう收縮しゅうしゅく
  • 外因がいいんへんぼし:其亮變化へんかよし於可以到たち地球ちきゅうてき光量ひかりりょうゆうしょ變化へんかれい如,いんためれんぼし,它的ともぼしゆうかい經過けいか它的前方ぜんぽう

許多きょた,也可能かのうだい多數たすう恆星こうせいてきあきらあるおおあるしょうゆういち變化へんかれい如,わが們的太陽たいよう,它的のうりょう輸出ゆしゅつざい11ねんてきしゅうちゅう大約たいやくゆうちょ0.1%てき變化へんか[1]

發現はつげん簡史[编辑]

大約たいやく3,200ねん埃及えじぷとてき幸運こううん不幸ふこうねんれきちゅう發現はつげん可能かのう一顆變星最古老的紀錄文獻:れんぼしだいりょう [2][3][4]

ざい現代げんだいてき天文學てんもんがくちゅうだい一顆被確認的變星是やく翰·福西ふくにしとく·霍爾かわらたちざい1638ねん發現はつげんてき芻槀ぞうくじらぎょοおみくろん,Mira),注意ちゅういいた它的へんこうしゅうやくため11個月かげつ;而だいまもる·ほう布里ふりがらす曾在1596ねん描述它為新星しんせい。此一發現はつげんじょう1572ねん1604ねん觀測かんそくいたてき超新星ちょうしんせい證明しょうめい星空ほしぞらなみぞうさと士多したとくかず其他古代こだい哲學てつがくしょ教導きょうどうてきさまえいひさし不變ふへん。這樣,へんぼしてき發現はつげん促成そくせいりょう16世紀せいき17世紀せいきはつてき天文學てんもんがく革命かくめい

だい顆變ほしただしこうむとう纳里えいGeminiano Montanariざい1669ねん發現はつげんてきしょくへんぼしだいりょうえいせんβべーた);やく翰·古德ことく利克としかつざい1784ねんたい其成いんきゅうりょう正確せいかくてき解釋かいしゃくてん鵝座χかい於1686ねんかむほことくどるうらとく·もとえいGottfried Kirch確認かくにんしかのち長蛇ちょうだRざい1704ねんゆかりG.D. うまひしげすすむ發現はつげんまで1786ねんやめ知的ちてきへんぼしゆうじゅう顆,やく翰·古德ことく利克としかつ自己じこ發現はつげんてきゆうみやつこちちいちせん王座おうざδでるたややだいてんきんβべーた)。1850ねん以來いらいやめ知的ちてきへんぼし數量すうりょう迅速じんそく增加ぞうか特別とくべつざい1890ねん通過つうかかげてき手段しゅだん識別しきべつへんぼしこれ

2008ねんてきへんぼしそうひょう[5]れつてき銀河系ぎんがけいちゅうてきへんぼし數量すうりょう超過ちょうか46,000顆,其它ほしけいちゅう也有やゆう10,000顆,かえゆう超過ちょうか10,000顆疑似ぎじへんぼしてきこう選者せんじゃ

偵測變異へんいせい[编辑]

へんぼしさい常見つねみてき變異へんい類型るいけいわたる及量てき變化へんかただし也有やゆう其他類型るいけいてき變異へんい發生はっせい特別とくべつひかりてき變化へんか通過つうかしょうひかりへん曲線きょくせんかずよりどころあずか觀測かんそくいたてきひかり變化へんかしょう結合けつごう天文學てんもんがく通常つうじょう解釋かいしゃくため什麼いんもいち特定とくていてき恆星こうせいかい變化へんか

へんぼし觀測かんそく[编辑]

嵌入かんにゅう船底ふなそこ星雲せいうんなかてきへんぼし船底ふなそこηいーたてきあきらへん

へんぼし通常つうじょう藉由光度こうど測定そくていひかりかげひかりがく進行しんこう分析ぶんせき以測りょうあきらずいちょ時間じかんてき變化へんかしん而繪せいひかりへん曲線きょくせんたい規則きそくてきへんぼし,其しゅうてき變化へんか振幅しんぷく以很このみてき確定かくていしか而,たい許多きょたてきへんぼしらいせつ,這些すう值可能會のうかいずいちょ時間じかん緩慢かんまんてき變化へんか,甚至したがえ一個週期到下一個週期就改變了。光度こうど曲線きょくせんてき最高峰さいこうほうしょそくため最大さいだいていたにしょため最小さいしょう

ごうあまり天文學てんもんがく通過つうかあずかざい望遠鏡ぼうえんきょうてきどう一視野中已知亮度不變且ほしとうやめ知的ちてき恆星こうせい進行しんこう光度こうど比較ひかくしたがえ而對へんぼし進行しんこう有用ゆうようてき科學かがく研究けんきゅう通過つうかたいへんほしほしとうてき估計觀測かんそく時間じかんてきろく以建構出視覺しかくてき光度こうど曲線きょくせん美國びくにへんぼし觀測かんそくしゃ協會きょうかいAAVSO,American Association of Variable Star Observers)收集しゅうしゅう世界せかい各地かくち參與さんよしゃてき觀測かんそく資料しりょうなみ所有しょゆう科學かがく團體だんたいどもとおる

ゆかりひかりへん曲線きょくせんいたしもれつ訊:

  • あきら變化へんかためしゅうせいはんしゅうせい不規則ふきそくあるものためどくいちてき
  • あきら變化へんかてきしゅうため多少たしょう
  • あきら曲線きょくせんてき形狀けいじょう對稱たいしょう變化へんか方式ほうしきため尖銳せんえいある平滑へいかつ改變かいへんまいしゅう內是ゆう一個或多個最大值等等)

ゆかりひかりいたしもれつ訊:

  • ためいち種類しゅるいがたてき恆星こうせい溫度おんどため多少たしょうほしだまてき光度こうど分類ぶんるい一類いちるい矮星巨星きょせいちょう巨星きょせいひとしとう)?
  • ためたんほしあるれんぼし?(れんぼしてきしき顯示けんじ其個べつ恆星こうせいしき特徵とくちょう
  • ひかりずいちょ時間じかん改變かいへん?(れい如,恆星こうせい可能かのうしゅう性的せいてきぞうぬるあるくだあつし
  • あきらてき變化へんか可能かのうざい很大程度ていどじょうけつ於所觀察かんさつてきひかり部分ぶぶん。(れい如,ざい光波こうはだんあきらゆう很大てき改變かいへんただしざいべにがい光波こうはだんてきひかりいく乎沒ゆう變化へんか
  • 如果せんてき波長はちょう發生はっせいへんうつりそく表示ひょうじ發生はっせい運動うんどうれい如,恆星こうせいしゅう性的せいてき膨脹ぼうちょう收縮しゅうしゅくあるもの旋轉せんてんあるもの氣體きたいそうてき膨脹ぼうちょう)(ぼく勒效おう
  • 恆星こうせいてききょう磁場じば訊息したがえこうちゅう得知とくち
  • 異常いじょうてき發射はっしゃある吸收きゅうしゅうせん暗示あんじ可能かのう恆星こうせい附近ふきんゆう高溫こうおん恆星こうせい大氣たいきある氣體きたいくも包圍ほういちょ恆星こうせい

ざい極少きょくしょうすうてき情況じょうきょう以製作出さくしゅつ恆星こうせい盤面ばんめんてきへん。這些可能かのう顯示けんじ表面ひょうめんゆう較暗てき斑點はんてん

觀測かんそく資料しりょうてき解釋かいしゃく[编辑]

結合けつごうへんぼしてきひかりへん曲線きょくせん和光わこう通常つうじょうゆうじょ了解りょうかいへんぼしちゅう發生はっせいてき變化へんか[6]れい如,脈動みゃくどうぼしてき證據しょうこ就在其光ちゅうせんてき移動いどう,它的表面ひょうめんいんためしゅう性的せいてき膨脹ぼうちょう收縮しゅうしゅくいん而會接近せっきんとおはなれわが們,而其頻りつあずか光度こうど變化へんかてき步調ほちょうしょう吻合ふんごう[7]

大約たいやく三分之二的變星有著脈動[8]ざい1930年代ねんだい天文學てんもんがくあいひのととみ以數がく方程式ほうていしき描述恆星こうせいてき內部,顯示けんじ恆星こうせいかいいんため不穩ふおんてい而導致脈動みゃくどう[9]さい常見つねみてき不穩ふおんてい類型るいけい振盪しんとう,這與恆星こうせい外層がいそう對流たいりゅうそうてき電離でんり程度ていどゆうせき[10]

とう恆星こうせいしょ膨脹ぼうちょう階段かいだん,它的外層がいそう膨脹ぼうちょうかいしるべ致冷卻。よし溫度おんどてきくだてい電離でんりてき程度ていど也隨くだてい。這使とく氣體きたい比較ひかく透明とうめいしたがえ而使恆星こうせいさら容易ようい輻射ふくしゃのうりょう。於是,恆星こうせいはんらい開始かいし收縮しゅうしゅくとう氣體きたいいん收縮しゅうしゅく壓縮あっしゅく,它被加熱かねついん電離でんり程度ていどさいつぎ增加ぞうか。這使とく氣體きたいへんとく不透明ふとうめい輻射ふくしゃ暫時ざんじ捕獲ほかくざい氣體きたいちゅう。這進いち加熱かねつ氣體きたいしるべ致它さいつぎ膨脹ぼうちょうよし此,膨脹ぼうちょう收縮しゅうしゅく膨脹ぼうちょう壓縮あっしゅくてき迴圈とく持續じぞく[らいみなもと請求せいきゅう]

眾所周知しゅうちみやつこちちへんぼしてき脈動みゃくどうゆかり電離でんり振盪しんとうしたがえHe++なりため He+さいかいいたHe++)引起てき[11]

へんぼしてき命名めいめい[编辑]

ざいまいいち星座せいざなか發現はつげんてきだいいちへんぼしかい英文えいぶんだい寫字しゃじははR命名めいめいれい如:仙女せんにょ座中ざちゅう發現はつげんてきだいいち顆變ぼし命名めいめいため仙女せんにょRしかじょいたりZらい命名めいめい。這種命名めいめいほうこれおもねかく兰德ところ提出ていしゅつてき最早もはや將星しょうせい座中ざちゅう發現はつげん而還ぼつ有名ゆうめいてきへんぼしはいみみなお使用しよういたてき字母じぼRらい標示ひょうじこれいんためへんぼし數量すうりょうてき增加ぞうか加入かにゅうそう字母じぼRRいたRZ、SSいたSZ,ちょくいたZZらい標示ひょうじざいどう一個星座中陸續被發現的變星,れいてんきんRRこれさい發現はつげんてきのりよしAAいたりAZ、BBいたりBZ,ちょくいたりQQいたりQZためどめ(其中省略しょうりゃく掉字ははJ)。とう這334てき字母じぼ組合くみあいようつきさいざいどう一個星座中被發現的變星就採用字母Vあずか數字すうじ結合けつごうゆかりV335開始かいしへんごうらいはいじょれいてん鵝座V1500

類型るいけい[编辑]

へんほし以是內因ある外因がいいんてき其中いち種類しゅるいべつ

  • 內因へんぼし恆星こうせい本身ほんみてき物理ぶつり性質せいしつ變化へんかしるべ致恆ぼし自身じしん發生はっせい變異へんい。這類へんぼし以再ぶんなりさん種子しゅし類別るいべつ
    • 脈動みゃくどうへんぼし恆星こうせいてき半徑はんけい交替こうたい擴展收縮しゅうしゅくえんじちゅう自然しぜん老化ろうかてき一部いちぶ過程かてい
    • 噴發へんぼし恆星こうせい表面ひょうめん經歷けいれきぞう閃焰あるだい規模きぼ物質ぶっしつ拋射てき噴發。
    • 激變げきへんある爆發ばくはつへんぼし發生はっせい災難さいなんせいあるばく炸性變異へんいてき恆星こうせいれい新星しんせい超新星ちょうしんせい
  • 外因がいいんへんぼしよし外在がいざいてき原因げんいん(如食ある自轉じてん)引起變異へんいてき恆星こうせい主要しゅようゆう兩個りゃんこ類別るいべつ
    • しょくれんぼし本身ほんみれんぼしただしいんため地球ちきゅう獨特どくとくてき位置いちとう它們循著軌道きどうにょうぎょう,偶爾かい互相遮蔽しゃへい
    • 轉變てんぺんぼし:其變化へんかよしあずか自轉じてん相關そうかん現象げんしょう造成ぞうせいてき恆星こうせいれい如恆ぼし表面ひょうめんゆう斑點はんてん類似るいじ太陽たいよう黑子ぼくろ影響えいきょう其視あきらある快速かいそく自轉じてんしるべ致它們的形狀けいじょうなりため橢球たい

這些類型るいけい通常つうじょうかいしんいち細分さいぶんなり特定とくていてき類型るいけいなみ以它們的原型げんけい通常つうじょう確認かくにんてきだいいち顆)命名めいめいれい如,だいいち顆被確認かくにんてき矮新ぼしこれ雙子ふたごU,矮新ぼし就稱ため雙子ふたごUがたへんぼし

內因へんぼし[编辑]

ざい赫羅うえてき內因へんぼし

下面かめんきゅう各種かくしゅ不同ふどう類型るいけいてきはんれい

脈動みゃくどうへんぼし[编辑]

恆星こうせい膨脹ぼうちょう收縮しゅうしゅくてき脈動みゃくどう影響えいきょう它們てきあきら和光わこう表面ひょうめん溫度おんど)。脈動みゃくどう通常つうじょうぶんためみちむこうせい顆恆ほししげるため一體膨脹和收縮個;みちむこう恆星こうせいてきいち部分ぶぶん膨脹ぼうちょう,而另いち部分ぶぶん收縮しゅうしゅく

根據こんきょ脈動みゃくどうてき類型るいけい及其ざい恆星こうせい內部てき位置いちゆういち基本きほんしきりつらい確定かくてい恆星こうせいてきしゅう恆星こうせい也可以在諧波あるしきりつさらだかてき泛音對應たいおう於較たんてきしゅう脈動みゃくどうへんぼしゆうゆういち定義ていぎ良好りょうこうてきしゅうただし它們通常つうじょう同時どうじゆうしきりつてき脈動みゃくどう需要じゅよう複雜ふくざつてき分析ぶんせきらい確定かくてい單獨たんどくてきしゅうざいいち些情きょう脈動みゃくどうぼつ有明ありあけかく定義ていぎてきしきりつしるべ致隨てき變化へんかたたえためずい利用りよう脈動みゃくどう研究けんきゅう恆星こうせいてき內部しょうためほししんがく

膨脹ぼうちょう階段かいだんてき脈動みゃくどういんため不透明ふとうめいてき物質ぶっしつ阻塞內部のう量的りょうてき流動りゅうどう引起てきただし必須ひっすざい恆星こうせい特定とくていてき深度しんどしょ發生はっせい才能さいのうさんせいてき脈動みゃくどう。如果膨脹ぼうちょう發生はっせいざい對流たいりゅう區域くいき下方かほうのりざい表面ひょうめんいたにんなんてき變化へんか。如果膨脹ぼうちょうはなれ表面ひょうめんふときん恢復かいふくりょく將太しょうたじゃく而無ほうさんせい脈動みゃくどう。如果脈動みゃくどう發生はっせいざい恆星こうせいふかしょてき簡併そうちゅうすなわちさんせい脈動みゃくどう收縮しゅうしゅく階段かいだんてき恢復かいふくりょく以是壓力あつりょく,這稱ためこえがくある壓力あつりょく脈動みゃくどうしき縮寫しゅくしゃためP-しきざい其它情況じょうきょうかえはらつとむため重力じゅうりょくたたえためg-しき脈動みゃくどうへんぼし通常つうじょう僅以其中いちしゅしき脈動みゃくどう

みやつこちちへん星和せいわるいづくりちちへんぼし[编辑]

這一類別的脈動變星有好幾種(みやつこちちかたへんぼしだいがたづくりちちへんぼしてんきんRRがたへんぼしあずかたてぱいかたへんぼし),ただし所有しょゆうやめ發現はつげんてき類型るいけいざい赫羅てき穩定たいうえ。這些へんぼしてき膨脹ぼうちょう收縮しゅうしゅくよし恆星こうせい自身じしんてき質量しつりょう共振きょうしん引起てき通常つうじょうみやこゆうもとしき一般いっぱん而言,あいひのとひたぶるばつもんせい以用らい解釋かいしゃくるいづくりちちへんぼしてき脈動みゃくどうみやつこちちかたへんぼしてきせいそくなお釐清。したがえこう類型るいけいらい穩定たいてきほしだま分布ぶんぷざいAいたMがた顏色かおいろ分布ぶんぷしたがえしろいたべに),而造ちちかたへんほしそく分布ぶんぷざい後期こうきOいたBかたぼし顏色かおいろふかあいいたあい)。ざい不穩ふおんじょうたいじょう所有しょゆう類型るいけいてきへんぼしざいしゅう絕對ぜったいほしとうあいだゆう固定こていてきしゅうこう關係かんけい,以及しゅう平均へいきん密度みつどあいだてき關係かんけいしゅうこう關係かんけい最初さいしょゆかりとおる丽爱とう·斯まん·勒维とく依據いきょみやつこちちへんぼし建立こんりゅうてき。這些だかあきらてきみやつこちちへんほしゆうじょ確定かくていほんほしけいぐん內各ほしけいてき距離きょりあいとくゆたか·哈伯也是よう這種方法ほうほう證明しょうめい所謂いわゆるてき螺旋らせんじょう星雲せいうん實際じっさいじょう遙遠ようえんてきほしけい

經典きょうてんづくりちちへんぼし[编辑]

古典こてんづくりちちへんぼしあるしょうためせん王座おうざδでるたがたへんぼしこれだいいちほしぞくほし成員せいいんねんけいだい質量しつりょう和明かずあきあきらてきちょう巨星きょせい通常つうじょう直接ちょくせつしょうためづくりちちへんぼし。它們非常ひじょう規律きりつてき以數てんいたりすうがつてきしゅう進行しんこうちょ脈動みゃくどうだい一顆造父變星是あいとくはな·がわほことくざい1784ねん9がつ10日とおか發現はつげんてきてん桴四てんたかηいーた)。しか而,古典こてんづくりちちへんぼし卻是以やく翰·古德ことく利克としかつざいいく個月かげつざい發現はつげんてきみやつこちちいちせん王座おうざδでるた命名めいめい

天空てんくうちゅうあきらあきらてき北極星ほっきょくせい位置いち比較ひかく特殊とくしゅてきいち顆恆ぼし,它也づくりちちがたへんぼし

だいがたづくりちちへんぼし[编辑]

だいがたづくりちちへんぼし歷史れきしじょう曾經しょうためしつおんなWがたへんぼしゆう非常ひじょう規律きりつてきしゅうこう關係かんけいあずか經典きょうてんづくりちちへんぼし非常ひじょう類似るいじいん此最はつ兩者りょうしゃ混淆こんこうざいいちおこりだい二型造父變星不同於經典造父變星,ぞく於較老年ろうねんてきだいほしぞくほし具有ぐゆう較低てき金屬きんぞくりょうていとくてき質量しつりょうほぼひくてきあきらややほろへんうつりてきしゅうこう關係かんけいよし此,了解りょうかいかん察到てき一種類型的恆星始終是很重要的。

てんきんRRがたへんぼし[编辑]

這些恆星こうせいあずかみやつこちちへんほしゆう相似そうじただしあきらこう且週較短。它們經典きょうてんづくりちちへんぼしさら古老ころうぞくだいほしぞくほしただし質量しつりょうだい二型造父變星更低。よし於經つねざい球狀きゅうじょう星團せいだんちゅう發現はつげん所以ゆえん經常けいじょうしょうため星團せいだんづくりちちへんぼし。它們也有やゆう很好てきしゅうこう關係かんけいいん此也很有ようてき距離きょり指標しひょう。這些Aがた恆星こうせいざいいくしょういた一天或更長的時間內,ほしとうてき變化へんか以達いた0.2-2ほしとう相當そうとう於亮變化へんか20%いたり500%以上いじょう),とう恆星こうせい半徑はんけい最大さいだいたちいた最大さいだいあきら

たてぱいδでるたがたへんぼし[编辑]

たてぱいδでるたがたへんぼしあずかみやつこちちへんぼし類似るいじただし光度こうどさら微弱びじゃく且週較短;它們曾經しょうため矮造ちちへんぼし。它們經常けいじょう顯示けんじ許多きょたたたみてきしゅう結合けつごうざい一起形成極其複雜的變光曲線。典型てんけいてきたてぱいδでるたがたへんぼしてき振幅しんぷくざい0.003~0.9ほしとう(0.3%~大約たいやく130%),しゅうため0.01~0.2てん。它們てき恆星こうせい分類ぶんるい通常つうじょうかい於A0F5これあいだ

鳳凰ほうおうSXがたへんぼし[编辑]

這類へんぼしてきひかり類型るいけいかい於A2いたりF5これあいだ類似るいじ於盾ぱいβべーたがたへんぼし主要しゅよう存在そんざい於球じょう星團せいだん ちゅう們每1~2しょう顯示けんじ0.7とうあきら變化へんかやく100%)てきあきら波動はどう

快速かいそく振盪しんとうApほし[编辑]

這類へんぼしてきひかり類型るいけいためA,偶爾ゆう些是F0,ざいしゅじょたいじょうてきたてぱいμみゅーがたへんぼしてき類型るいけい。它們具有ぐゆうごく快速かいそくてき變化へんかしゅう僅幾ぶんかね振幅しんぷくただゆうせんふんいく

早期そうきこうがた(OあるB)てきあい白色はくしょくへんぼし[编辑]

あい白色はくしょくてきほし通常つうじょう巨星きょせい特徵とくちょうただゆう微小びしょうてき光度こうど變化へんかたんてきしゅう

せん王座おうざβべーたがたへんぼし[编辑]

せん王座おうざβべーたがたへんぼしおうしゅうてき國家こっか通常つうじょうしょうためだいいぬβべーたがたへんぼし),ざい0.1~0.6てんてきたんしゅう內,光度こうどゆう0.01~0.3とうてき變化へんかはばざい收縮しゅうしゅくいたり最小さいしょう光度こうどさいあきら

ちょうしゅうへんぼし[编辑]

ちょうしゅうへんぼし低溫ていおん恆星こうせいえんじてき過程かてい,其脈動みゃくどうしゅうざいすうしゅういたすうねんあいだ

こめひしげへんぼし[编辑]
こめひしげへんぼしてん鵝座χかいてきひかりへん曲線きょくせん

こめひしげへんぼし(芻藁へんぼし漸近ぜんきん巨星きょせいぶんささえ(AGB)ちゅうてきべに巨星きょせいざいいく個月かげつてきしゅうちゅう反覆はんぷくげん光和こうわぞうあきらほしとうてきへんこうはばざい2.5とういたり11とうあいだ,也就あきらてき變化へんかしたがえ6ばいいたり2まん5000ばい不等ふとう。芻藁ぞう,也就くじらぎょοおみくろん本身ほんみてきあきら變化へんかかいざい大約たいやく332てんちゅうてきしゅうちゅうしたがえさいあきらいく乎是2とうほしくだていいたり10とうほしなみ回復かいふく巨大きょだいてきこう振幅しんぷく主要しゅようよし溫度おんどてき變化へんか造成ぞうせい光和こうわべに外線がいせんあいだのうりょう輸出ゆしゅつてき變化へんかざい少數しょうすうてき情況じょうきょう,芻藁へんぼし顯示けんじざいすう十年間週期有著顯著的變化,みとめためあずか漸近ぜんきん巨星きょせいぶんささえさい先進せんしんてきねつ脈動みゃくどう迴圈ゆうせき

はん規則きそくへんぼし[编辑]

這類へんぼしべに巨星きょせいあるべにちょう巨星きょせいはん規則きそくへんぼしゆう可能かのうかいゆう確定かくていてき時間じかんしゅうただし經常けいじょう顯示けんじ定義ていぎふと明確めいかくてき變化へんかゆう以解析出せきしゅつしゅう。一個眾所周知的半規則變星例子是まいり宿やどよん(りょうαあるふぁ),其視ほしとうざい+0.2とういたり+1.2とうあいだ變動へんどうあきらてき變化へんか2.5ばい)。いたりしょうゆう一些半規則變星與芻藁變星密切相關,ただ一的區別是脈動中有著不同的諧波。

慢不規則きそくへんぼし[编辑]

這類へんぼしべに巨星きょせいあるべにちょう巨星きょせい,它們いく乎沒ゆうある根本こんぽんぼつ有可ゆか以檢はかてきしゅうせいゆう可能かのう研究けんきゅうとく夠完せいてきはん規則きそくへんぼし通常つうじょうゆうしゅうただし另一些可能只是渾沌。

ちょう次週じしゅうへんぼし[编辑]

許多きょたべにきょ星和せいわべにちょう巨星きょせいへんぼし都會とかいざい超過ちょうかすう百天到數千天的時間出現變異。雖然平常へいじょうてき變化へんか緩慢かんまんただしたたみ主要しゅようてき變化へんか顯示けんじゆう快速かいそくてき變化へんか,它們てきあきら度會わたらいゆういくほしとうてき變化へんか。這種變化へんかてき原因げんいんひさし清楚せいそ歸結きけつため脈動みゃくどうれん星和せいわ恆星こうせい自轉じてんとうとう[12][13][14]

せん王座おうざβべーたがたへんぼし[编辑]

せん王座おうざβべーたがたへんぼしざいおうしゅうつねしょうためだいいぬβべーたがたへんぼし[15]以0.1-0.6てん左右さゆうてきたんしゅう脈動みゃくどう振幅しんぷく0.01-0.3ほしとう(1%-30%てきあきら變化へんか)。它們ざい收縮しゅうしゅくいたり最小さいしょう光度こうどさいあきら許多きょた這種類型るいけいてきへんぼしみやこゆう脈動みゃくどうしゅう[16]

脈動みゃくどうBがたへんぼし[编辑]

緩慢かんまん脈動みゃくどうBかたぼし(Slowly pulsating B,SPB)高溫こうおんてきしゅじょぼし,其亮りゃくてい於仙王座おうざβべーたがたへんぼしただししゅう較長,振幅しんぷく也更だい[17]

非常ひじょう快速かいそく脈動みゃくどうねつへんぼし[编辑]

這種罕見てきへん星原ほしばらがた長蛇ちょうだV361いち顆15とうてきBかた矮星。它們てき脈動みゃくどうしゅうただゆう幾分いくぶんがねただし可能かのう同時どうじゆう脈動みゃくどうしゅう。它們てき振幅しんぷくただゆういくひゃくふんいちてきはばざいへんぼしそうひょうてき分類ぶんるいちゅう標示ひょうじためRPHS,脈動みゃくどうてきしきP-しき[18]

望遠鏡ぼうえんきょうPVがたへんぼし[编辑]

此類へんぼしためBpがたちょう巨星きょせいしゅうざい0.1-1てん平均へいきん振幅しんぷく0.1ほしとう。它們てきひかり奇特きとくゆう微弱びじゃくてきせん,而另いち方面ほうめんせん特別とくべつきょう極端きょくたん氦星

きむうしRVがたへんぼし[编辑]

這類へんほしちょう巨星きょせいかくきりせつ低質ていしつ量的りょうてき漸近ぜんきん巨星きょせいぶんささえほしざい其生命中めいちゅうさいあきらてき階段かいだん),ゆうちょ交替こうたい深淺しんせんてき及小值。這種そうほう變化へんかてきしゅう通常つうじょうざい30-100てん振幅しんぷくざい3-4ほしとうたたみ這種變化へんか可能かのうざいいくねん出現しゅつげんさら長期ちょうきてき變化へんか。它們ざいさいあきらてきひかりためFあるGがたあきら最低さいていてきひかりためKあるMがた。它們於不穩定たい附近ふきん溫度おんど經典きょうてんづくりちちへんぼしていただしだい二型造父變星更明亮。它們てき脈動みゃくどうよし於氦てき不透明ふとうめいせいしょうどうてき基本きほんせいただし它們しょ於恆ぼしえんじじょう完全かんぜん不同ふどうてき階段かいだん

てん鵝座αあるふぁがたへんぼし[编辑]

てん鵝座αあるふぁがたへんぼし是非ぜひみちこう脈動みゃくどうてきちょう巨星きょせいひかり類型るいけいBepいたりAepIa。它們てきしゅうしたがえいくてんいたいくしゅう不等ふとう變異へんいてきはば通常つうじょう0.1ほしとう光度こうどてき變化へんか通常つうじょうよし許多きょた振盪しんとうたたみあずか閉合引起,乎是不規則ふきそくてき天津てんしんよんてん鵝座αあるふぁ此類へんぼしてき原型げんけい

けんぎょγがんまがたへんぼし[编辑]

けんぎょγがんまがたへんぼし是非ぜひみちこう脈動みゃくどうぬしじょぼしひかり類型るいけいFいた後期こうきA。它們てきしゅうやくため1てん振幅しんぷく通常つうじょうため0.1ほしとう

脈動みゃくどうしろ矮星[编辑]

這一類非徑向脈動變星的週期短至數百至數千秒,波動はどうはばため0.001いたり0.2ほしとうやめ知的ちてき脈動みゃくどうしろ矮星(あるぜんしろ矮星)類型るいけい包括ほうかつ大氣たいきそう以氫ためぬし和光わこう類型るいけいためDAてきDAVあるくじらぎょZZほし[19]大氣たいきそう以氦ため主導しゅどう和光わこう類型るいけいためDBてきDBVあるたけせんV777ほし[20]かず大氣たいきそうため氦、碳和氧為ぬしてきしつおんなGWほししつおんなGWがたまた以細ぶんためDOV PNNVほし[21][22]

るい太陽たいよう振盪しんとう[编辑]

太陽たいよう振盪しんとうてき振幅しんぷく非常ひじょうひくざい大量たいりょうてきしき中有ちゅうういちしゅしゅうやくため5ふんかねてき振盪しんとう太陽たいようてき振盪しんとうよし外層がいそうてき對流たいりゅう驅動くどう研究けんきゅう這些振盪しんとうてき學問がくもんたたえためふるえがくるい太陽たいよう振盪しんとう這樣てき術語じゅつごよう於描じゅつ其它恆星こうせい同樣どうよう方式ほうしき激發げきはつてき振盪しんとう,這些振盪しんとうほししんがく積極せっきょく研究けんきゅうてき主要しゅよう領域りょういきいち

あいだい振幅しんぷく脈動みゃくどうへんぼし[编辑]

あいだい振幅しんぷく脈動みゃくどうへんぼしごくため罕見てき一種いっしゅ脈動みゃくどうへんぼし典型てんけいてきしゅうざい20-40ふんがね變化へんかため0.2-0.4ほしとう

不規則ふきそくへんぼし[编辑]

它們通常つうじょう不具ふぐしゅうせいある乎有しゅうてきべにちょう巨星きょせいゆう可能かのう缺乏けつぼう研究けんきゅうてきはん規則きそくへんぼし需要じゅようさらてき觀察かんさつ以重しん分類ぶんるい

みちこう脹縮[编辑]

みちこう脹縮導因どういん球體きゅうたいしゅう性的せいてき畸變,れい如,一些橢球體形狀的恆星可能導致表面的振盪。

くじらぎょZZがたへんぼし[编辑]

這種逕向脹縮がたへんぼしてきしゅう非常ひじょうたんかい超過ちょうか25ふんがねへんこうてきはば也只ゆう0.001~0.2とうくじらぎょZZ可能かのういち顆光がたDAてきしろ矮星あるDAVてきしろ矮星へんぼし

噴發へんぼし[编辑]

噴發へんぼし顯示けんじ不規則ふきそくあるはん規則きそくてきあきら變化へんかよし恆星こうせい丟失質量しつりょうあるざいぼう些情きょう吸積質量しつりょう。儘管名稱めいしょうじょう不出ふしゅつばく事件じけんただし這些災難さいなんせいてきへんぼし

はら恆星こうせい[编辑]

はら恆星こうせいねんけいてき天體てんたいひさしざい收縮しゅうしゅく過程かていかえ完成かんせいしたがえ氣體きたい星雲せいうん收縮しゅうしゅくなりめい其實てき恆星こうせいだい多數たすうはら恆星こうせいひょう現出げんしゅつ不規則ふきそくてきあきら變化へんか

赫比かくAe/Beほし[编辑]
赫比かくAe/BeほしきむうしV1025

質量しつりょうさらだいてきへんぼし(2-8太陽たいよう質量しつりょう),赫比かくAe/Beほしみとめためよし於氣たい-塵埃じんあいてき團塊だんかい形成けいせいぼししゅうばん軌道きどうじょう運行うんこう

りょうがたへんぼし[编辑]

りょうへんぼし通常つうじょう崁入ざい雲氣うんきちゅうてきとしけいあぶねつてきしゅじょぼし。它們具有ぐゆう不規則ふきそくてきしゅうあずかこういくほしとうてき振幅しんぷく;眾所周知しゅうちてききむうしTがたへんぼしりょうへんぼしてきいち類型るいけいきむうしTがたへんぼしてきへんこういんため表面ひょうめんてき斑點はんてんかずざいほししゅうばん軌道きどうじょうてき氣體きたい-塵埃じんあい團塊だんかい

りょうFUがたへんぼし[编辑]

此類へんほし多留たる駐在ちゅうざい反射はんしゃ星雲せいうんちゅうあきらざい6とう以下いかかい逐漸ぞうこうしか長時間ちょうじかんてき維持いじ這個あきらしか,它會ざいいくねんてき時間じかんうらへんくら2ほしとうやくへんくら6ばい)。れい如,てん鵝座V1057ざい11ねん內按りょう2.5ほしとうへんくら10ばい)。りょうFUがたへんぼしてきひかり類型るいけいしたがえAいたGみやこゆう可能かのうきむうしTがたへんぼしざいえんじ過程かていちゅうてきいち階段かいだん

きょ星和せいわちょう巨星きょせい[编辑]

相對そうたい而言,巨大きょだいてき恆星こうせい容易よういしつ它們てき物質ぶっしつよし此,ざいきょ星和せいわちょう巨星きょせい階段かいだんゆかり於噴はつ質量しつりょう損失そんしつ引發變異へんいせい是非ぜひつね普遍ふへんてき

こう光度こうどあいへんぼし[编辑]

ところ知的ちてきけんぎょSがたへんぼしさいあかりあきらてきへんぼしそくぞく於此るいはんれいかえゆうとくちょう巨星きょせい海山みやま船底ふなそこηいーた天津てんしんぞうきゅうてん鵝座P)。它們ゆうちょ長期ちょうきてきだか質量しつりょう損失そんしつなみ且每へだたいくねん内部ないぶてき脈動みゃくどうしるべ恆星こうせい超過ちょうか其艾ひのとひたぶる極限きょくげん質量しつりょう損失そんしつかい增加ぞうかどくさらだい。儘管整體せいたいてきあきら基本きほん保持ほじ不變ふへんただしあきら度會わたらい增加ぞうかざい少數しょうすうだか光度こうどあいへんほしかん察到てききょりょう噴發確實かくじつ增加ぞうかりょうあきら,以致它們じょうかり超新星ちょうしんせいてきしるべくじなみ且被みとめため不同ふどうてき類型るいけい

ちょう巨星きょせい[编辑]

這些だい質量しつりょう恆星こうせいてきえんじゆかり於亮高和こうわ赫羅穩定たい位置いちてき上方かみがた而不穩定,它們よし於質りょう大和やまと偶爾爆發ばくはつ出現しゅつげん緩慢かんまんただしゆう較大てき光度こうど和光わこう變化へんかさいじょう觀測かんそくてき時間じかん尺度しゃくど而使變化へんかなん以察さとしさい著名ちょめいてきれい螣蛇じゅうせんきさきρろー)。

きた冕座Rがたへんぼし[编辑]

雖然這些恆星こうせいるいため噴發へんぼしただしあきらかいしゅう性的せいてき增加ぞうか而代これてき,它們だい部分ぶぶんてき時間じかんはなざい最大さいだいあきらじょう,而在不規則ふきそくてき時間じかん間隔かんかく,它們かい突然とつぜんげんこう1~9ほしとうへんくら2.5~4,000ばい),しかこうはないくねんあるいく個月かげつてき時間じかん回復かいふくいたはつはじめてきあきら。這種變化へんかみとめため塵埃じんあいざい恆星こうせいてき大氣たいきそう形成けいせいてきせい造成ぞうせいてきとう塵埃じんあい形成けいせいなみざい恆星こうせい移動いどう溫度おんどおわりはたていいたり塵埃じんあいひやしこりてき溫度おんどした,這時光線こうせんてき傳導でんどうかい受到遮蔽しゃへい,於是造成ぞうせい恆星こうせい光度こうど下降かこうとう塵埃じんあい逐漸消散しょうさん光度こうど也就逐漸回復かいふくりょう。這些恆星こうせいだい多數たすういんため光度こうどるいためちょう巨星きょせい,而實ぎわじょう它們漸近ぜんきん巨星きょせいささえほしただし也有やゆうべにきょ星和せいわあい巨星きょせいぞく於北冕座Rがたへんぼし(R CrB)。きた冕座R此類へんぼしてき原型げんけい,其它てきれい包括ほうかつ小熊こぐまZきむうしSUえいせんDYがたへんぼし此型てきるいじょりょう噴發そと,它們也具有ぐゆうしゅう性的せいてき變異へんいせい

沃夫–みずがたへんぼし[编辑]

沃夫–みずぼしゆうかいていげん變性へんせいてききょだい高溫こうおん恆星こうせい,其變異へんい可能かのうよし於幾おき不同ふどうてき原因げんいん包括ほうかつれんぼしてき交互こうご作用さよう圍繞いじょう恆星こうせい旋轉せんてんてき氣體きたいだん。它們具有ぐゆう包括ほうかつとう元素げんそてきこう發射はっしゃせんぼう些此るいへんぼしてき變化へんか乎是ずいてき,而其它的そく顯示けんじしゅう

せんきさきγがんまがたへんぼし[编辑]

さくせんきさきγがんま是非ぜひちょう巨星きょせいただし快速かいそく旋轉せんてんてきBがた發射はっしゃせん恆星こうせいゆかり於快そく旋轉せんてんしるべ物質ぶっしつざい赤道あかみち區域くいきだん,其亮規律きりつてき波動はどうたち1.5ほしとうあきら變化へんかよんばい)。它是此型へんぼしてき原型げんけい

焰星[编辑]

ざいしゅじょぼしちゅうだい多數たすう爆發ばくはつへんほし特殊とくしゅてき。它們通常つうじょうただこれ焰星,也稱ためくじらぎょUVがたへんぼし。它們光度こうど非常ひじょう黯淡てきしゅじょぼし定期ていきかい發生はっせい閃焰。它們ざいいくびょうかね內亮就會增加ぞうか2ほしとうあきら增加ぞうか6ばい),しかざいはんしょう內逐ややきえ退ずさいたり正常せいじょうあきら。鄰近てきいく顆紅矮星,包括ほうかつ鄰星沃夫359みやこただし焰星。

獵犬りょうけんRSがたへんぼし[编辑]

這些具有ぐゆう活躍かつやくしょくたまそう包括ほうかつ受其辦星影響えいきょう增強ぞうきょうてききょ大星おおぼしまだら耀斑てき密接みっせつれんぼし系統けいとう變異へんいしゅうてき尺度しゃくどしたがえすうてんいた接近せっきん軌道きどうしゅうゆうかえともずいちょほししょく,以及以年ため尺度しゃくどてきほしむら活動かつどう變化へんか

激變げきへんある爆發ばくはつへんぼし[编辑]

超新星ちょうしんせい[编辑]

超新星ちょうしんせいさいおどけげき性的せいてき激變げきへんへんぼし宇宙うちゅうちゅうさい激烈げきれつてき事件じけんいち超新星ちょうしんせい以在ごくたん暫的時間じかん內釋放出ほうしゅつあずかせいほしけい一樣いちようてきのうりょう使つかい其視あきら激增げきぞう20ほしひとしあきら超過ちょうかいちおくばい)。超新星ちょうしんせいばく炸是しろ矮星ある恆星こうせいてき核心かくしんたちいた一定いっていてき質量しつりょう/密度みつど極限きょくげんぜにとくひしげふさが卡極げん)引起てきしるべ致該天體てんたいざい瞬間しゅんかん坍塌。這種崩潰ほうかいてき"はんたま"しるべ致恆ぼしばく炸,なみ釋放しゃくほう異常いじょう巨大きょだいてきのうりょうばく炸的恆星こうせい外層がいそう以每しょう時數じすう千公里的速度被拋出,這些排出はいしゅつてき物質ぶっしつ可能かのう形成けいせいしょうため"超新星ちょうしんせい殘骸ざんがい"てき星雲せいうん。一個眾所周知的例子就是かにじょう星雲せいうん,它來1054ねんざい中國ちゅうごくかず其它地方ちほう觀測かんそくいたてきいち超新星ちょうしんせい恆星こうせいあるしろ矮星てき核心かくしん能成よしなりため中子なかごぼし一般いっぱんみゃく衝星),あるざいばく炸中完全かんぜん解體かいたい

超新星ちょうしんせい通常つうじょうよし一顆質量比太陽大10ばい以上いじょうてきだい質量しつりょう恆星こうせい死亡しぼう造成ぞうせいてきざい這顆だい質量しつりょう恆星こうせい生命せいめいてきつきあたまいちよし融合ゆうごうてき灰燼かいじん組成そせい不能ふのうさい融合ゆうごうてきてつしん堆積たいせきいたり質量しつりょう超過ちょうか/逼近ぜにとくひしげふさが卡極げんいん崩潰ほうかい

超新星ちょうしんせい可能かのうゆかりそうほし系統けいとうちゅうてきともぼしだい規模きぼてき轉移てんい質量しつりょうきゅうしろ矮星とう墜落ついらくいたしろ矮星じょうてき質量しつりょう累積るいせき超過ちょうかぜにとくひしげふさが卡極げん便びんかいばく炸成ため超新星ちょうしんせい。這一種類型的絕對光度與其光變曲線的特性有關,いん此可以用らい建立こんりゅうあずか其母ほしけいてき距離きょり。1987ねんざい大麥おおむぎあきらりんほしけいばく炸的超新星ちょうしんせいSN 1987A研究けんきゅう最多さいたてき超新星ちょうしんせいいち

あきらべに新星しんせい[编辑]

影像えいぞう顯示けんじ麒麟きりんV838だいてきかいごえ

あきらべに新星しんせいあずか經典きょうてんてき新星しんせい無關むせきゆかりりょう恆星こうせい合併がっぺい引起てき恆星こうせいばく炸。它們てき典型てんけい特徵とくちょうゆう一個紅色的外觀和在最初的爆發後非常緩慢的光度下降。

新星しんせい[编辑]

新星しんせい也是恆星こうせい劇烈げきれつばく炸的結果けっかただしあずか超新星ちょうしんせい不同ふどうてきかいしるべ致恆ぼし本身ほんみてき毀滅。新星しんせいしたがえねつかく融合ゆうごうてき突然とつぜんてんもえ爆發ばくはつざいぼう些高あつ條件下じょうけんか簡併物質ぶっしつばく炸會加速かそく。它們形成けいせい密接みっせつれんぼし系統けいとう,其中いち顆是普通ふつうてき恆星こうせい,另一顆是しろ矮星。這個系統けいとう可能かのうざいすう十年到幾個世紀或幾千年內反覆爆發。しん星取ほしとりけつ於其こうへん曲線きょくせんてき行為こうい分類ぶんるい"快速かいそく"、"慢"ある"非常ひじょう慢"さんるい。曾經記錄きろくいたいち肉眼にくがん新星しんせい,1975ねんてきてん鵝座新星しんせい近代きんだい歷史れきしじょうさいあきらてきほしとう曾經たちいた2とうぼし

矮新ぼし[编辑]

矮新ぼしわたるしろ矮星てき物理ぶつりそうほし,其伴ぼしてき物質ぶっしつ轉移てんいかい引起規律きりつてき爆發ばくはつ。矮新ぼしゆうさん種類しゅるいがた

  • 雙子ふたごUがたざい持續じぞく5-20てんてき爆發ばくはつこれ通常つうじょうかい有數ゆうすうひゃくてんてきやすしせいざい爆發ばくはつ期間きかん,它們てきあきら度會わたらい增加ぞうか2-6ほしとう在天ざいてん鵝座ちゅう發現はつげんてん鵝座SSこれいんため此類さいあきらさい頻繁ひんぱん爆發ばくはつてきいん此這いちがたつねしょうためてん鵝座SSがた
  • 鹿しかひょうZがた:此型ゆう部分ぶぶんざい最大さいだいあきら最低さいていあきらあいだ,偶爾かいかん察到あきらしょうため"靜止せいし"てき穩定あきらそくざい高原たかはる發生はっせい停頓ていとんてき現象げんしょう
  • 大熊おおくまSUがた:此型ゆう經常けいじょうせい頻繁ひんぱんてきしょう爆發ばくはつただし也會經歷けいれき罕見且更だいてき"ちょうきゅう爆發ばくはつ"。這些れんぼしてき軌道きどうしゅう通常つうじょうたん於2.5しょう

たけせんDQがたへんぼし[编辑]

たけせんDQがた是正ぜせいざい交互こうご作用さようちゅうてきそうぼし系統けいとう。其中,低質ていしつ量的りょうてき恆星こうせいはた質量しつりょう轉移てんいいたりきょう磁性じせいてきしろ矮星。しろ矮星てき自轉じてんしゅうあかりあらわたん於雙ぼしてき軌道きどうしゅうゆう以光けいけんはかしゅう。吸積ばん通常つうじょう圍繞いじょうちょしろ矮星形成けいせいただし其最內側區域くいきかいしろ矮星てき磁力じりょく截斷せつだん。一旦被白矮星的磁場捕獲,內盤ちゅうてき物質ぶっしつ就會沿著磁力じりょくせん傳播でんぱちょくいたちょざいしろ矮星じょうざい極端きょくたんてき情況じょうきょうしろ矮星てき磁力じりょくかい阻止そし吸積てき形成けいせい

たけせんAMがたへんぼし[编辑]

ざい這一るい激變げきへんへんぼしちゅうしろ矮星てき磁場じば非常ひじょうきょう,以至於白矮星てき自轉じてんしゅうあずかそうほし軌道きどうしゅうどう轉移てんいてき物質ぶっしつ形成けいせい吸積ばん,而是形成けいせい吸積りゅう沿著しろ矮星てき磁力じりょくせん輸送ゆそうちょくいた撞擊しろ矮星てき磁極じきょく附近ふきんしたがえ撞擊はつてい螺旋らせん射出しゃしゅつてき輻射ふくしゃ可能かのうしるべ致數ほしとうてき變化へんか

仙女せんにょZがたへんぼし[编辑]

這些共生きょうせいそうほしよし一顆紅巨星和高溫藍色恆星組成,なみかご罩在氣體きたい塵埃じんあいくもちゅうてき系統けいとう。它們經歷けいれき類似るいじ新星しんせいてき爆發ばくはつ振幅しんぷく以高たち4ほしとう。此類がたてき原型げんけい仙女せんにょZ

獵犬りょうけんAMがたへんぼし[编辑]

獵犬りょうけんAMがたへんぼしれんぼししゅほしいち顆白矮星,かいしたがえともぼしてきしろ矮星、氦星、あるえんじちゅうてきしゅじょぼし吸取すいととみ含氦てき物質ぶっしつ。它們經歷けいれき複雜ふくざつてき變化へんかゆうかいぼつゆう變化へんか,以及ちょうたんてきしゅう

外因がいいんへんぼし[编辑]

外因がいいんへんほしゆう兩個りゃんこ主要しゅようてきぐんぐみ轉變てんぺんぼし和食わしょくへんぼし

轉變てんぺんぼし[编辑]

ようゆう較大ほしまだらてき恆星こうせいざい自轉じてんとうあきらあるほしむら現在げんざい中有ちゅうう可能かのう出現しゅつげん顯著けんちょてきあきら變化へんか。磁星てき磁極じきょく也會出現しゅつげんあきらてん具有ぐゆう橢球體形たいけいじょうてき恆星こうせいとうあさこう觀測かんそくしゃてき面積めんせきいん形狀けいじょう不同ふどう改變かいへんあきら也會發生はっせい變化へんか

球體きゅうたいへんぼし[编辑]

橢球へんぼし[编辑]

這類へんぼし是非ぜひつねもたれきんてきれんぼしいんため相互そうごあいだてき引力いんりょく作用さよう使つかい其形じょう球形きゅうけいとう恆星こうせいいん旋轉せんてん而使あさこう觀測かんそくしゃてき表面ひょうめん區域くいき改變かいへん,這就かい影響えいきょういたしたがえ地球ちきゅうじょういたてきあきら

ほしまだら[编辑]

恆星こうせい表面ひょうめんてきあきらひとし勻,ゆう較暗てき區域くいき類似るいじ太陽たいよう表面ひょうめんてき太陽たいよう黑子ぼくろ),也有やゆう較亮てき區域くいき恆星こうせいてきいろだまあきら可能かのう不同ふどうとう恆星こうせい旋轉せんてんわが們觀察到てきあきら變化へんか可能かのうかい有數ゆうすうじゅうふんいちてき變化へんかはば

きさき发座FKへんぼし[编辑]

這一類變星的自轉速度極快(赤道せきどうしょ以達いた每秒まいびょう100公里くりてき速度そくど),いん此它們是橢球的形まとがたじょう。它們顯然けんぜんひかりためGがたKがたてき巨星きょせいなみ顯示けんじ強大きょうだいてきいろだま發射はっしゃせんれいきさきかみFK、HD199178天秤てんびんUZ。きさきかみFK快速かいそく自轉じてんてきいち可能かのう解釋かいしゃく,它是密接みっせつれんぼし合併がっぺいてき結果けっか

天龍てんりゅうBYへんぼし[编辑]

天龍てんりゅうBYがたへんぼしてきひかりためKあるM,變化へんかしょう於0.5ほしとうあきら變化へんか70%)。

磁場じば[编辑]

獵犬りょうけんαあるふぁ2かたへんぼし[编辑]

獵犬りょうけんαあるふぁ2かたへんぼし2 CVn)これしゅじょぼしひかり分類ぶんるいB8-A7,它們てき變動へんどうよし於磁じょうてき變化へんか顯示けんじ0.01いた0.1(1%いた10%)てき波動はどう

しろひつじSXがたへんぼし[编辑]

此類がたてきへんほしゆかり高速こうそく自轉じてん而使磁場じば變化へんか,其亮波動はどうやくため0.1ほしとう

光學こうがくみゃく衝變ぼし[编辑]

ざいこうけんはかいたてきみゃく衝星很少。這些中子なかごぼしよし於快そくてき自轉じてんあきら變化へんか非常ひじょうてきかいしゅう毫秒いたすうびょうがねだいいち顆,也是さい著名ちょめいてきれい就是かにじょう星雲せいうん

しょくそうほし[编辑]

しょくそうほしてき光度こうど這樣變化へんかてき

よし於一些外在がいざいてき原因げんいん使つかい觀測かんそくしゃてき外因がいいんへんほしあきら存在そんざいちょ差異さい。其中さい常見つねみてき一個原因是兩顆恆星互繞形成的れんぼし系統けいとうとうしたがえぼう一些角度觀看時,一顆恆星可能會穿越另一顆恆星的前方,しるべ致亮くだてい

だいりょうがたへんぼし[编辑]

だいりょう五型變星歷經的星食,ざいいく乎恆じょうてきへんこうしゅうちゅうかい出現しゅつげんいちある兩個りゃんこ極小きょくしょう值。此類てき原型げんけいえいせんてきだいりょうえいせんβべーた,Algol)。

そうしゅうへんぼし[编辑]

そうしゅうへんぼししるべせんしゅう性的せいてき質量しつりょう交換こうかんしるべ致軌どうしゅうざい經歷けいれき一段很長的時間內發生可預見的變化。てんさそりV393さい著名ちょめいてきれい

てんきんβべーたがたへんぼし[编辑]

てんきんβべーたがたへんぼし是非ぜひつね接近せっきんてきれんぼし依據いきょ原型げんけいぼしややだいてんきんβべーた,Sheliak)命名めいめい。此類しょくへんぼしてきひかりへん曲線きょくせん不斷ふだんてきざい變化へんかいん此幾乎不可能ふかのうかく每次まいじしょくてき開始かいし結束けっそく

きょへびWがたへんぼし[编辑]

きょへびWがたへんぼしてき原型げんけいはん接觸せっしょくれんぼしきょへびWよし巨星きょせいあるちょう巨星きょせいてきともぼしはた物質ぶっしつでん輸給さら緻密ちみつてきだい質量しつりょう恆星こうせい。它們類似るいじただしあずかてんきんβべーたがたへんぼしあいどう特徵とくちょう吸積盤上ばんじょうてきねつてん發射はっしゃ強烈きょうれつてき紫外線しがいせん輻射ふくしゃ

大熊おおくまWがたへんぼし[编辑]

這一型變星的變光週期不到一天的時間。恆星こうせい彼此ひしてき位置いち非常ひじょうもたれきん表面ひょうめんいく接觸せっしょくいたいちおこり

くだりほしりょう[编辑]

たい於擁ゆうけい外行そとゆきほしてき恆星こうせい,如果ぎょうほしざい地球ちきゅう恆星こうせいあいだ經過けいか恆星こうせいてき光度こうど可能かのう顯示けんじはつ變化へんかあい較於ともぼし,這種變化へんかようしょうとくただのう通過つうかごく其精かくてき觀測かんそくらいけんはかれいゆうHD 209458GSC 02652-01324,以及かつぼく任務にんむけんはかいたてき所有しょゆうゆき星和せいわゆきほしこう選者せんじゃ

相關そうかん條目じょうもく[编辑]

參考さんこう資料しりょう[编辑]

  1. ^ Fröhlich, C. Solar Irradiance Variability Since 1978. Space Science Reviews. 2006, 125 (1–4): 53–65. Bibcode:2006SSRv..125...53F. doi:10.1007/s11214-006-9046-5. 
  2. ^ Porceddu, S.; Jetsu, L.; Lyytinen, J.; Kajatkari, P.; Lehtinen, J.; Markkanen, T.; et al. Evidence of Periodicity in Ancient Egyptian Calendars of Lucky and Unlucky Days. Cambridge Archaeological Journal. 2008, 18 (3): 327–339. Bibcode:2008CArcJ..18..327P. doi:10.1017/S0959774308000395. 
  3. ^ Jetsu, L.; Porceddu, S.; Lyytinen, J.; Kajatkari, P.; Lehtinen, J.; Markkanen, T.; et al. Did the Ancient Egyptians Record the Period of the Eclipsing Binary Algol - The Raging One?. The Astrophysical Journal. 2013, 773 (1): A1 (14pp). Bibcode:2013ApJ...773....1J. arXiv:1204.6206可免费查阅. doi:10.1088/0004-637X/773/1/1. 
  4. ^ Jetsu, L.; Porceddu, S. Shifting Milestones of Natural Sciences: The Ancient Egyptian Discovery of Algol's Period Confirmed. PLoS ONE. 2015, 10 (12): e.0144140 (23pp). Bibcode:2015PLoSO..1044140J. PMC 4683080可免费查阅. PMID 26679699. arXiv:1601.06990可免费查阅. doi:10.1371/journal.pone.0144140. 
  5. ^ Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V. General Catalogue of Variable Stars. Odessa Astronomical Publications. 2001, 14: 266. Bibcode:2001OAP....14..266S. 
  6. ^ Variable Star Classification and Light Curves (PDF). [15 April 2020]. (原始げんし内容ないようそん (PDF)于2020-07-24). 
  7. ^ OpenStax: Astronomy | 19.3 Variable Stars: One Key to Cosmic Distances | Top Hat. tophat.com. [2020-04-15]. (原始げんし内容ないようそん于2020-07-24). 
  8. ^ Burnell, S. Jocelyn Bell. An Introduction to the Sun and Stars. Cambridge University Press. 2004-02-26 [2020-05-01]. ISBN 978-0-521-54622-5. (原始げんし内容ないようそん于2020-07-24) えい语). 
  9. ^ 2004JAHH....7...65M Page 65. adsabs.harvard.edu. [2020-04-15]. (原始げんし内容ないようそん于2020-07-24). 
  10. ^ 1967IAUS...28....3C Page 3. adsabs.harvard.edu. [2020-04-15]. (原始げんし内容ないようそん于2020-07-24). 
  11. ^ 1963ApJ...138..487C Page 487. adsabs.harvard.edu. [2020-04-15]. (原始げんし内容ないようそん于2020-07-24). 
  12. ^ Messina, Sergio. Evidence for the pulsational origin of the Long Secondary Periods: The red supergiant star V424 Lac (HD 216946). New Astronomy. 2007, 12 (7): 556–561. Bibcode:2007NewA...12..556M. doi:10.1016/j.newast.2007.04.002. 
  13. ^ Soszyński, I. Long Secondary Periods and Binarity in Red Giant Stars. The Astrophysical Journal. 2007, 660 (2): 1486–1491. Bibcode:2007ApJ...660.1486S. arXiv:astro-ph/0701463可免费查阅. doi:10.1086/513012. 
  14. ^ Olivier, E. A.; Wood, P. R. On the Origin of Long Secondary Periods in Semiregular Variables. The Astrophysical Journal. 2003, 584 (2): 1035. Bibcode:2003ApJ...584.1035O. CiteSeerX 10.1.1.514.3679可免费查阅. doi:10.1086/345715. 
  15. ^ Variable Star Of The Season, Winter 2005: The Beta Cephei Stars and Their Relatives页面そん档备份そん互联网档あん), John Percy, AAVSO. Accessed October 2, 2008.
  16. ^ Lesh, J. R.; Aizenman, M. L. The observational status of the Beta Cephei stars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1978, 16: 215–240. Bibcode:1978ARA&A..16..215L. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.001243. 
  17. ^ De Cat, P. An Observational Overview of Pulsations in βべーた Cep Stars and Slowly Pulsating B Stars (invited paper). Radial and Nonradial Pulsations as Probes of Stellar Physics. 2002, 259: 196. Bibcode:2002ASPC..259..196D. 
  18. ^ Kilkenny, D. Pulsating Hot Subdwarfs -- an Observational Review. Communications in Asteroseismology. 2007, 150: 234–240. Bibcode:2007CoAst.150..234K. doi:10.1553/cia150s234可免费查阅. 
  19. ^ Koester, D.; Chanmugam, G. REVIEW: Physics of white dwarf stars. Reports on Progress in Physics. 1990, 53 (7): 837. Bibcode:1990RPPh...53..837K. doi:10.1088/0034-4885/53/7/001. 
  20. ^ Murdin, Paul. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. 2002. Bibcode:2002eaa..book.....M. ISBN 0-333-75088-8. 
  21. ^ Quirion, P.-O.; Fontaine, G.; Brassard, P. Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram. The Astrophysical Journal Supplement Series. 2007, 171 (1): 219–248. Bibcode:2007ApJS..171..219Q. doi:10.1086/513870. 
  22. ^ Nagel, T.; Werner, K. Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209. Astronomy and Astrophysics. 2004, 426 (2): L45. Bibcode:2004A&A...426L..45N. arXiv:astro-ph/0409243可免费查阅. doi:10.1051/0004-6361:200400079. 

外部がいぶ連結れんけつ[编辑]