变星的生命，是无休无止的轮回？还是昙花一现的绚烂？
简介： 亮度会发生剧烈变化的恒星被称为变星。其分为两种类型——内部变星和外部变星。内部变星通过恒星周期性的膨胀和收缩改变亮度，外部变星不改变恒星亮度但其被遮挡。余文列举了几个作者喜爱的北半球肉眼变星。
什么是变星？
在宇宙中有大量的恒星，这些恒星中大多数恒星的亮度在很长的时间内不会改变，然而，有恒星的亮度在短时间内变化非常大，这种恒星我们称其为变星。
大多数恒星的辐射长久且稳定。而变星恰恰相反，它们的辐射既不稳定时间也短。变星被分为许多类，有些变星的亮度变化有规律而且亮度变化幅度也不大，而有的变星却会突然爆发，亮度剧烈地增加。对变星的研究在现代天文学上有着非同小可的意义，而且业余天文爱好者在这一领域做出了举足轻重的贡献。
图解：la型超新星 图源：sina
变星是在一段时间内星等发生改变的恒星。一些变星的星等变化幅度为百分之一，而另外一些为百分之十五甚至更高。每个阶段变星的星等变化用时可以是几秒也以是几年，有的有周期性，有的没有规律。
1596年8月，德国牧师兼业余观测者大卫·法布里修斯发现了第一颗变星。这颗变星星等为3，似乎不值一提。它位于鲸鱼座，天赤道的南边。直到11月它才会隐去，法布里修斯并没把它放在心上。到了1603年，撰写了著名的星图的德国业余天文学家约翰·拜耳注意到了这一奇怪的天体，他用希腊字母o来为它命名。1638年，荷兰人霍瓦尔对o变星进行了长时间的的记录，发现这个变星的出现与消失是有规律的。在亮度最低时，它的星等为10，在一年当中，仅有几周可以裸眼观测到它。后来人们命名它为奇妙的米拉，并且用它的名字命名了一整类变星。
变星主要分为两类，内因变星与外因变星。
·内因变星通过周期性的膨胀和收缩来改变亮度。
·外因变星不改变恒星亮度，但因为它被遮挡而使得当我们观测它时，它的亮度看起来发生了变化。
18世纪中期，人们注意到有些恒星周期性消失的现象，这是人们首次发现变星。19世纪末，共有12个变星被发现，而到了20世纪初，由于摄像技术的出现，变星的发现速率快速上升。在最新的NGC星表（2003）中，银河系内的变星有4000个，银河系外有20000个。
变星的分析方法包括光谱法，光度法，分光光度法。将变星的亮度与一个已知亮度的恒星进行比较，就可以建立一条光变曲线。通过光变曲线我们可以得知变星亮度的变化是周期性的还是无规律的，以及亮度变化的周期和光变曲线的形状。
某个变星的光变曲线
通过分析变星的光谱我们可以得到它的温度，光度类型，是单星还是双星，并且如果光谱线发生了移动的话就可以推断出它是在膨胀还是在收缩。
内因变星
大约三分之二的变星是因物理变化而成为亮度各异的内因变星。在大多数情况下，恒星的外部包层会膨胀和收缩，从而增加或减少表面积。因为光度与亮度之间相互影响，所以表面积的变化会影响到光度，进而影响亮度。当恒星的外层膨胀时，它会冷却下来从而使得电离度降低。这使得恒星的物质更加透明，因此恒星更容易辐射其能量，从而导致恒星收缩。由于恒星的收缩，电离作用的效果会增强，从而导致能量再次被捕获，开始了另一个膨胀周期。
最有名的内因变星当属造父变星，造父变星的亮度变化周期和绝对光度之间有着容易预测的关系，因为这种关系，造父变星可以作为标准烛光来计算星团或者星系的距离。
外因变星
我们观测到外因变星亮度发生变化是由光的投影所致。
外因变星可能以食变双星的形式存在，从地球上看，两颗恒星围绕彼此运动，并且周期性的互相遮挡。它们也可以是旋转变星，由于一个巨大的黑子的存在，导致其自旋时光度发生变化。也有可能是因为其他的物体经过了恒星和地球之间，
从而导致了星等的变化，比如说一个轨道较长的行星或者宇宙尘埃。
图源：huanqiukexue
如何观测变星
你不用买价格很贵的设备来观测变星。因为有一些比较亮的变星在它的整个变化周期中都是肉眼可见的，但是如果你想看更多的话你就需要用到双筒或者望远镜。在观测期间你还得用到纸、笔、红色手电筒、手表、变星表和一些可以用来比较变星的亮度的星的视场图。这些表很容易找到，很多网站都有，你可以下载并打印出来你感兴趣的。当你准备好后就可以出发了。
从表中选两个已知星等的星来作为比较亮度的星。最好是与你要观测的星相距很近，不然的话你可能得经常扭头来比较。这两颗星的亮度最好和你想要观测的星比起来一个稍微亮些，一个稍微暗些。而且尽可能地使这两颗星的颜色与你要观测的星的颜色相近。把比较星的亮度加以区分并记录下变星的亮度在比较星的亮度中的位置。5星等的变星可以让您估计出10星等以内。例如如果变星（V）与A星的星等差为2，与B星的星等差为3，我们可以写成A（2）B（3）。最后在你的视场图上记录下你观测的日期，时间和星等以及天气状况。
变星实例
下面我将介绍一些我喜爱的变星，这些变星均可在北半球裸眼观测到。因为有许多变星比较暗，不借助望远镜就很难观测到，也有许多变星的亮度变化很小，所以这些变星我均不会提及。使用小型的双筒望远镜可以让你涉足更加暗的变星的观测领域，特别是在天空并不是很暗的时候。
猎户座U星
猎户座U变星
这是一颗美丽的红星，在它稍微亮时我们可以裸眼观测到它，而且它永远不会变得非常暗，它每年都会晚一周达到亮度的最大值，所以会有好几年的时间它的亮度达到最大值时它恰与太阳离得很近，以至于我们无法观测它。
类型：蒭藁型变星
周期：372天
星等范围：+4.8 ~ +12.6
赤经：05h 56.8m
赤纬：+20°10`
仙后座γ星
仙后座γ变星
这是一颗具有可变光谱的气壳星，在1936年它的亮度达到了它最亮的一次。仙后座 α星与仙后座β星比较适合作它的比较星。
类型:爆发变星
周期:无规律
星等范围：+1.6 ~+3.3
赤经：00h 56.7m
赤纬：+60° 43'
猎户座α星
参宿四变星
参宿四变星非常有名，它是一颗具有长周期的半规则变星。虽然极端情况下它最亮可以达到0星等，最暗有+1.3星等，但大多数时候它的星等变化范围不到0.5。
类型：脉动红色超巨星
周期：2110天
星等变化范围：+0.4~+0.8
赤经：05h 55.2m
赤纬：+07° 24'
英仙座β星
英仙座β变星
英仙座β星，也被称为大陵五，是一个食变双星，每2.87天它的星等就会从2.1降到3.4。每一次的掩食的用时，即包括全食和局部吞食的用时将近10小时。
类型：食变双星
周期：2.87天
星等变化范围：+2.1~+3.4
赤经：03h 08m
赤经：40° 57'
造父四
造父四变星
造父四是一颗半规则恒星。因为它具有红色的颜色所以威廉·赫歇尔称它为石榴星，在双筒望远镜中它看起来非常美丽。造父四是已知的最大的恒星之一，用仙王座Nu星作为比较的星效果非常好。
类型：造父变星
周期：730天
星等变化范围：+3.4~+5.7
赤经：21h 43.5m
赤纬：+58° 47'
作者: Tim Trott
FY: 北宸
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全宇宙最大星球的秘密都在这里啦！
盾牌座UY，它是目前人类已知体积最大的恒星。但由于各种原因而不能精确测量，所以这只是由粗略的误差值而得。如果算上取值范围，那么船底座EV的上限值远远大于盾牌座UY，所以可以算是最大的。因此本文主要介绍误差值的比对，以及简单介绍积最大恒星的资料。对于系外恒星的大小测量来说，会受到很多因素的影响，尤其是那些遥远的恒星，例如恒星的表面光度和有效温度等等。以下列表通常基于各种考虑因素或假设，包括：
l最大的恒星通常以太阳半径（R☉）为单位表示，其中1.00R☉等于695700千米；
l对于推导出的恒星光度和有效表面温度，通常只用斯特藩－玻尔兹曼定律（Stefan–Boltzmann law）来近似恒星半径或直径；
l大多数的恒星距离及其误差仍然不确定或很难确定;
l许多超巨星都有扩展的大气层，且许多都埋藏在不透明的尘埃壳中，使其真正的有效温度高度不确定;
l随着时间的推移，许多超巨星的大气层的大小也会发生显着变化，在数月或数年内，它们会以变星的状态恒定地或不规则地脉动。这使得所采用的光度知之甚少，并且可以显著地改变所引用的半径；
l确定恒星半径的其它直接方法依赖于月掩星或双星系统中的互掩食。 但这种方法仅仅只适用于极少数的恒星上;
l双星系统有时会分开处理，有时会被视为单一系统；
l根据各种理论演化模型，很少有恒星会超过太阳的1500-2000倍（大约3715K和M-bol=-9）。这种限制也可能取决于恒星的金属丰度。
因此大部分恒星给的半径都是有一个上下限制的范围值，如果我们按照平均值取定来排序的话，目前我们人类发现的已知最大恒星是盾牌座UY，其平均半径约为1708个太阳半径。土星轨道半径值在1940–2169个太阳半径之间。
假如我们用目前已知的最大上限值来排序，那么最大的恒星是船底座EV，其最大半径值约为2880个太阳半径。
盾牌座UY（影像中最亮恒星）周围有大量恒星。由美国哥伦比亚大学拉瑟弗德天文台摄于2011年。图：Haktarfone
最大体积盾牌座UY介绍盾牌座UY（BD-12 5055）是盾牌星座中的一颗红色超巨星和脉动变星。它是已知最大半径的恒星（也许是之一，因为不稳定），其当前质量为10倍太阳质量（M☉）。
1860年，德国天文学家在波恩天文台首次对波恩星表的恒星进行天空巡查时，对“盾牌座UY”进行了编目。它被命名为BD-12 5055，从赤经0度算起，它是在12°S至13°S之间的第5055颗恒星。
在第二次巡天中，发现这颗恒星的亮度稍有变化，这表明它是一颗新的可变恒星。根据变星的国际命名标准，它被称为盾牌座UY，是盾牌星座的第38颗变星。
盾牌座UY位于A型恒星盾牌座γ以北以及鹰星云东北部几度的区域。 虽然这颗恒星非常明亮，但从地球上看时，它最亮时也只有9（等）而已，这是因为它的距离和位置在天鹅座大裂缝的隐带内。
盾牌座UY是一种被尘埃覆盖的红色超巨星，被归类为半规则变星，脉动周期约为740天。
从左到右分别是相当于一个画素大小的太阳、手枪星、黄特超巨星仙后座ρ、参宿四和大犬座VY（盾牌座UY的大小与大犬座VY的大小相若）.图：Anynobody
在2012年夏天，Arroyo-Torres等人。 利用智利阿塔卡马沙漠甚大望远镜（VLT）的AMBER干涉测量术测量了银河系中心附近三个红色超巨星的参数：分别是盾牌座UY，天蠍座AH和人馬座KW。 他们确定了所有三颗恒星都比太阳大1000倍，比太阳亮10万倍以上。 使用Rosseland半径法（不透明性）计算恒星的大小，Rosseland半径是光学深度为2/3的位置上，距离值采用早期的出版物。发现盾牌座UY是三颗恒星中最大且最明亮的一颗，其角度直径为5.48±0.10mas（1mas=0.001角秒），假设距离为2.9±0.317千秒差距(大约9500±1030 光年)，所以测量半径范围为1708±192个太阳半径(1.188×109 ± 134000000千米; 7.94 ± 0.89 个天文单位)，该距离最初根据盾牌座UY的光谱模型于1970年推导的。然后，在3365±134 K的有效温度下，光度计算为340,000L☉，初始质量为25M☉（对于非自转恒星，可能高达40M☉）。盖亚数据发布2对盾牌座UY视差的直接测量最近给出了0.6433±0.1059mas的视差值，可以得出大约比1.55千秒差距（5100光年）低得多的距离，从而大大降低了亮度和半径值。
一个以光速飞行的假想物体最多需要7个小时就可以绕盾牌座UY转一圈（需要澄清的是，这种飞行器不存在），而绕太阳飞行一圈只需要14.5秒。
盾牌座UY的质量是不确定的，主要是因为它没有可见的伴星，因此它的质量可以通过引力干涉来测量。然而，预计它的质量可能在7到10个太阳质量M☉之间。不过，它的质量正在以每年5.8×10的-5次方个太阳质量M☉损失，这样流失的质量导致了一个广泛而复杂的气体云和尘埃区域。
根据目前的恒星演化模型，盾牌座UY已开始融合氦气（氦聚变），并继续在核心周围的壳内融合氢气（氢聚变）。盾牌座UY在银河系光盘深处的位置表明它是一颗富含金属的恒星。
融合重元素后，其核心将开始产生铁，破坏其核心的重力和辐射平衡，从而形成核心崩塌的超新星。 可以预料，像盾牌座UY这样的恒星应该演化回更热的温度，变成一个黄色的特超巨星，高光度蓝色变星，或者是一个沃尔夫–拉叶星，产生强大的恒星风，在IIb, IIn型或Ib / Ic型超新星爆炸之前会反弹出它的外层并露出其核心。
盾牌座UY与太阳相比大致尺寸的图示，图：Philip Park
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