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恆星演化

[引言] [主序階段末期] [變星] [星團]

 

二、變星 (variable)

  數千年來,無論是詩人還是科學家都深信恆星是穩定無變化的,但是我們現在知道,恆星是會隨著其燃料的消耗而緩慢變化的。在本節中,我們將討論一些變化活躍的恆星 -變星,它們的亮度會快速而有規律地變化。

  當莎士比亞埋首於劇作的編寫時,荷蘭天文學家 David Fabricius 卻忙著觀察夜空中微小的變化。1596年8月13日,他發現的鯨魚座o的亮度變化,有時會從三等星變暗至肉眼無法看見的程度。但直到1640年,天文學家才知道它的光度是具有週期性的,每332天亮暗循環一次,這顆恆星被稱為Mira,意為不可思議的恆星,是第一顆被確認的變星。

造父變星 (Cepheid)

  1784年,年僅19歲,既聾又啞的英國天文學家Goodricke發現仙王座D是一顆變星,但是它與Mira不同的是,它的週期僅5.4天。雖然Goodricke在21歲便應年早逝了,但是他的發現卻為其在天文學發展史上,奠定下不可動搖的地位。自1784年至今,已有一千多顆類似仙王座D的變星被發現,這類變星統稱為 「造父變星」,是最重要的變星類型。

  造父變星都是譜型F~K型的巨星,變光週期最短的僅2天,最長者可達60天。以變星的光度對時間作圖,可得出變星的光變曲線,並進一步找出其變光週期。某些造父變星的光度變化僅0.1等,但有些亦可達2等。

  巨星的數量稀少,而巨星中的造父變星更是罕見。然而還是有些我們所熟悉的恆星就是造父變星,例如,北極星便是一顆週期3.9696天的造父變星,其光度變化僅0.1等。

  造父變星的重要性,在1912年哈佛大學天文台的天文學家 Henrietta S. Leavitt (1868-1921) 發表她對小麥哲倫星系中變星的研究報告後才突顯出來。現在我們已經知道大小麥哲倫星 系其實是本銀河系的伴隨星系。Leavitt從照相乾板上把其中的變星一一找出來,並測出其週期。她發現週期越長的造父變星平均亮度越高,因為所有在小麥哲倫星系內的造父變星距離地球都差不多遠,所以這表示週期越短的造父變星期發光能力越強。可惜的是,以當時的觀測技術尚無法測出這些變星的距離,所以也無從得知其絕對亮度。所以Leavitt是以變星的視光度對時間作圖,而她也沒有在可用視差法可測出距離的範圍內找到任何造父變星,因為造父變星實在是太少了!但不久後,威爾遜山的天文學家 Harlow Shapley 應用統計法測出了一些鄰近的造父變星絕對光度,進而將Leanitt圖中的視光度代換為絕對光度,為二十世紀初期天文學奠定了重要的基礎。

  在現代稱為變星「週-光圖」,是以變星的絕對光度對週期的作圖。現在天文學家已經知道造父變星可分為兩類,它們在光度上有些微的差異。I型造父變星的重元素含量比II型高。另一類相關的變星為天琴座RR變星,其名就是來自於天琴座RR。

  變星的週光關係圖十分重要,因為我們可以藉此測量超過視差法測量極限的恆星距離。假設我們在遙遠的星系中發現了一顆I型造父變星,再從連續的觀測中測出其光度變化週期與視亮度,從週光關係圖中便可得知其絕對亮度,而視亮度與絕對亮度的差即為距離模數, 接著便可求出該變星的距離了。

  造父變星之所以重要,除了它可以幫助我們測定遙遠星系的距離之外,它在恆星演化中所扮演的角色也有助於我們對恆星演化歷程的瞭解。

脈動星 (pulsating star)

  為何造父便星會有規律的週光關係呢?這得從恆星在H-R圖上的演化談起。當一顆恆星離開主序帶後,它會在巨星區域內往返行進,在通過所謂的「不穩定帶」時,恆星便會呈現變星的脈動現象,處於不穩定的狀態。

  在不穩定帶的變星就像心臟般規律地脈動著,脈動的關鍵就在恆星外層封套的能量吸收層。這些能量吸收層中的氫和氦部分游離,就像彈簧一樣,當游離區被壓縮、然後釋放時,便會膨脹起來,同時吸收能量。如果這些能量吸收層靠近恆星表面,那麼整顆恆星的外表看起來就會像一個彈簧般來回震盪。

  想像一下當脈動星表面膨脹時,表面附近的游離區也隨之膨脹,並釋放能量,使膨脹速度更加快。恆星表面會膨脹過了頭-超過其平衡位置,然後再收縮回來。當表面層收縮時,游離區被壓縮,吸收能量,使收縮減緩,直到停止,然後再次膨脹…,就這樣循環下去。因此,恆星表面此時並非處於靜態平衡,而是膨脹、收縮不斷地脈動狀態。

  造父變星脈動時,其半徑約有5%~10%的變化,其他種類的脈動星有些可達20%~30%,雖然聽起來變化量頗大,但真正在脈動的部分只有表面而已,恆星的中心相當緻密,並不會隨之膨脹。

  只有當處於不穩定帶的恆星,其游離區也位於恆星中適當位置時才會造成脈動。如果恆星溫度太高,游離區會因太接近恆星表面而氣體稀薄;反之,如果恆星太冷,游離區將深藏在恆星內部而無法影響恆星外層封套。

  不穩定帶也解釋了變星的週-光關係。質量越大的恆星,形成巨星後的體積也越龐大,脈動的速度則越慢-就像大擺鐘的擺動頻率比小鐘慢是一樣的道理。因此,脈動的週期取決於恆星質量,但亮度也與質量有關,兩件與同樣因素有關的是項目之間一定也存有某種關係,因此可推想到,週期與光度間一定有某種關聯存在。

  在巨星演化過程中,可能會不只一次通過不穩定帶,而每次經過時就會變成變星。如果我們能夠察覺恆星進入不穩定帶,應該可以觀測到它開始脈動,並與理論相互印證,但不幸地,恆星演化的速度實在太慢了,我們根本無法看出恆星演化到底是否進入了不穩定帶。

  某些天文學家相信典型的II型造父變星鹿豹座RU是一顆正在離開不穩定帶的變星。1966年,多倫多大學的天文學家們發現它停止脈動了,十年之後,它又再度開始脈動,很可能是處於不穩定的邊緣。

  造父變星週期的改變算是比較能夠清楚顯示恆星正在演化的證據。造父變星週期的變化量通常極小,就像每天才走快或走慢一、兩分鐘的手錶一樣,必須非常小心才能察覺。一般相信引起週期變化的原因是恆星在不穩定階段中,恆星半徑改變的結果。

  其他種類的變星則沒有像造父變星一樣被研究的這麼清楚。長週期變星是非常冷的巨星,變光週期長達數個月甚至數年。某些變星,如Mira,週期十分規律,但另一些則極不規律。在這些變星中許多都會噴出大量的氣體與塵埃,形成星際物質,或許這也是其脈動的原因之一。另有一類大犬座B型變星,其週期甚短,且表面溫度很高,似乎是剛離開主序的B型恆星。以上所述種種變星都位於不穩定帶上,但其脈動的原因則尚未明瞭。

  如果我們能知道各種變星脈動的原因,一定可以更清楚恆星究竟如何演化。但還有另一種方法可以檢驗恆星是否真如我們所推測般地在演化,那就是星團。

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