亮度变化剧烈的恒星被称为变星。它分为两种类型——内部变星和外部变星。内部变星通过恒星的周期性膨胀和收缩来改变亮度，而外部变星不改变恒星的亮度，而是被阻挡。虞雯列出了几位作者最喜欢的北半球宏观变量。

什么是变星？

宇宙中有大量的恒星。这些恒星的亮度在很长一段时间内不会改变。然而，一些恒星的亮度会在短时间内发生很大变化。这种恒星叫做变星。

大多数恒星的辐射是长期稳定的。相反，变星的辐射时间既不稳定也不短。变星分为许多种类。一些变星有规律的亮度变化，它们的亮度变化不大，而另一些变星突然爆炸，亮度急剧增加。变星的研究在现代天文学中具有重要意义，业余天文学家在这一领域做出了重要贡献。

插图:拉超新星来源:新浪

变星是星等在一段时间内发生变化的恒星。一些变星的星等变化为1%，而其他的星等变化为15%或更多。每一阶段变星的星等变化可能需要几秒或几年，有些是周期性的，有些是不规则的。

1596年8月，德国牧师兼业余观察员大卫·法布里修斯发现了第一颗变星。这颗变星的星等是3，这似乎无关紧要。它位于天球赤道以南的塞塔斯。它要到11月才会消失。法布里修斯并没有把它放在心上。1603年，德国业余天文学家约翰·拜尔(John Bayer)发现了这个奇怪的天体，并以希腊字母O命名。1638年，荷兰人哈尔瓦德(Haavard)长期记录了O变星，发现变星的出现和消失是有规律的。在它的最低亮度下，它的星等是10，一年中只有几个星期可以用肉眼观察到。后来，人们给它取名为米拉，并用它来命名一整类可变恒星。

变星主要分为两类，内部变星和外部变星。

内部变量通过周期性的膨胀和收缩来改变亮度。

外部变量不会改变恒星的亮度，但是因为它被阻挡，当我们观察它时，它的亮度似乎会改变。

在18世纪中叶，人们注意到一些恒星的周期性消失，这是第一次发现变星。在19世纪末，总共发现了12颗变星，但是到20世纪初，由于照相机技术的出现，变星的发现率迅速增加。在最新的NGC星表(2003)中，银河系中有4000颗变星，银河系外有20000颗变星。

变星的分析方法包括光谱法、分光光度法和分光光度法。通过比较可变恒星的亮度和已知亮度的恒星的亮度，可以建立一条光曲线。通过光曲线，我们可以知道变星的亮度变化是周期性的还是不规则的，以及亮度变化的周期和光曲线的形状。

变星的光曲线

通过分析变星的光谱，我们可以得到它的温度，光度类型，它是单星还是双星，如果谱线移动，我们可以推断它是膨胀还是收缩。

内在变星

大约三分之二的变星是内部变星，由于物理变化亮度不同。在大多数情况下，恒星的外层会膨胀和收缩，增加或减少其表面积。因为光度和亮度相互影响，表面积的变化会影响光度，从而影响亮度。当恒星外层膨胀时，它会冷却下来，从而降低电离程度。这使得恒星的物质更加透明，因此恒星更有可能辐射能量，导致恒星收缩。由于恒星的收缩，电离作用将增强，从而导致能量再次被捕获，并开始另一个膨胀周期。

最著名的内部变量是造父变星。造父变星的亮度变化周期与绝对光度有一个容易预测的关系。由于这种关系，造父变星可以作为标准烛光来计算星团或星系之间的距离。

外变量

我们已经观察到外部变星的亮度变化是由光的投射引起的。

外生变星可能以食双星的形式存在。从地球上看，这两颗恒星围绕着彼此移动，并周期性地相互遮挡。它们也可以是旋转的变星，因为巨大的太阳黑子的存在，导致它们旋转时间的变化。其他物体也有可能在恒星和地球之间穿过。

这导致了星等的变化，比如轨道更长的行星或宇宙尘埃。

资料来源:环球科技大学

如何观察变星

你不必购买昂贵的设备来观察变星。因为在整个周期中，有一些更亮的可变恒星是肉眼可见的，但是如果你想看到更多，你需要双筒望远镜或双筒望远镜。在观测期间，你还需要纸、笔、红色手电筒、手表、可变星表和星域图来比较可变恒星的亮度。这些桌子很容易找到。许多网站都有。你可以下载并打印出来。你准备好了就可以开始了。

从表格中选择两颗已知星等的恒星作为亮度相当的恒星。最好靠近你想观察的恒星，否则你可能不得不经常转动你的头来比较。这两颗星星的亮度比你想观察的星星的亮度好。一个稍微亮一点，另一个稍微暗一点。让这两颗星星的颜色尽可能接近你想要观察的星星的颜色。区分比较星的亮度，并记录可变星的亮度在比较星亮度中的位置。由5颗恒星组成的可变恒星可以让你在10颗恒星内进行估算。例如，如果变星(v)和星A之间的星差是2，变星(v)和星B之间的星差是3，我们可以写出A(2)B(3)。最后，在你的视野中记录你观察的日期、时间、强度和天气状况。

变星的例子

接下来，我将介绍一些我最喜欢的变星，它们可以在北半球用肉眼观察到。因为许多变星相对较暗，不借助双筒望远镜很难观察到，而且因为许多变星的亮度变化很小，所以我不会提及其中任何一颗。使用小型双筒望远镜可以让你参与到对暗变星的观察中，尤其是当天空空不是很暗的时候。

猎户座u星

猎户座u型变星

这是一颗美丽的红星。当它稍亮时，我们可以用肉眼观察它，它永远不会变得很暗。它在每年的一周后达到最大亮度，所以当它的亮度达到最大值时，它会在几年内靠近太阳，所以我们无法观察到它。

类型:紫苑

周期:372天

幅度范围:+4.8 ~ +12.6

赤经:05h 56.8m米

磁偏角:+20° 10 '

仙后座伽马星

仙后座伽马变量

这是一颗光谱可变的气体壳恒星，其亮度在1936年达到最亮。仙后座α和仙后座β更适合比较。

类型:爆发变量星

周期:不规则

幅度范围:+1.6 ~+3.3

赤经:00h 56.7m米

磁偏角:+60° 43 '

阿尔法猎户座

参宿四变星

参宿四变星非常有名，它是一颗长周期的半规则变星。尽管在极端情况下，它最亮的时候可以达到0级，最暗的时候可以达到+1.3级，但它的星等范围大多数时候都小于0.5级。

类型:脉动红色超级巨星

周期:2110天

幅度变化范围:+0.4~+0.8

赤经:05h 55.2m米

磁偏角:+07 24 '

贝塔·珀尔修斯

珀尔修斯贝塔

英仙座β，也被称为大凌星5，是一颗日蚀双星，其星等每2.87天从2.1下降到3.4。每次日食的持续时间，包括日全食和偏食，将近10个小时。

类型:食双星

周期:2.87天

幅度变化范围:+2.1~+3.4

池静:03h 08m

池静:40 57英尺

仙王座四世

造父变星四个变量

仙王座四号是一颗半规则星。因为它是红色的，威廉·赫歇尔称之为石榴星，用双筒望远镜看起来非常漂亮。仙王座四号是已知最大的恒星之一，与仙王座四号相比非常有效。

类型:造父变种人

周期:730天

幅度变化范围:+3.4~+5.7

池静:21h 43.5m米

磁偏角:+58° 47 '

作者:蒂姆·特罗特

风云:北辰

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