米拉星

米拉，距地球420光年，是鯨魚座的ο星（希臘字母“ο”讀作“奧密克戎”）是一顆十分重要的變星，它最亮的時候能達到2等，而它最暗的時候可以到10等——這時就得鯨魚座ο星（我國古代稱之為“蒭藁增二”）是人們最早發現的變星，那還是1596年8月的事了。 可它後來逐漸變暗，兩個月後就再也看不見了。 直到1619年2月，人們才再次發現它。以後，它又逐漸變暗，幾個月後就在茫茫星空中消失了。又過了60年，天文學家總算搞清楚了，原來它是顆周期為330天的變星。其實這330天也只是個平均數，它的變光周期根本就不固定，最短時可到310天，而最長時又達355天。它可真不愧是顆“奇異之星”。用望遠鏡看了，因此西方人稱它是“奇異之星”。

基本介紹

• 中文名：蒭藁增二
• 外文名：Mira（米拉）
• 別稱：鯨魚座68，鯨魚座ο
• 分類：恆星
• 質量：1.18太陽質量
• 直徑：664-804太陽直徑
• 表面溫度：2980K
• 逃逸速度：63.8km/s
• 視星等：0.2~10.1
• 絕對星等：0.93
• 赤經：02h 19m 20.79s
• 赤緯：-02° 58′ 39.5″
• 距地距離：420ly
• 星座：鯨魚座
• 變星類型：脈動變星（米拉變星）
• 星官：蒭藁（昂宿）
• B-V色指數：1.42
• U-B色指數：1.09
• 視差：7.79 ± 1.07 毫角秒
• 光譜分類：M5IIIe-M9IIIe
• 亮度：11000太陽亮度

蒭藁增二（米拉）

蒭藁增二（ο Cet/鯨魚座ο、讀音:chú gaǒ zēng èr）是一顆紅巨星，位於鯨魚座，距離地球約418光年，英文名Mira，直譯為米拉。

變化

藁增二是一對聯星，主星蒭藁增二A是紅巨星，伴星蒭藁增二B是白矮星。蒭藁增二A本身是一顆振盪的變星，可能是除了大陵五之外，第一顆被發現的非超新星變星。而除了怪異的船底座η之外，蒭藁增二是天空中最明亮的周期變星，但在周期內部分的時間會成為肉眼看不見的10等星。他的距離並不是很正確的，在希巴谷衛星探測之前被認為是約220光年，(1)之後的資料認為是417光年，但是誤差可能高達14%。

發現

伴星是在1995年由哈柏太空望遠鏡拍攝的影像中解析出來的，在1997年推導出伴星與主星相距70AU。哈柏的紫外線影像和後來錢卓望遠鏡的X射線影像顯示有一道螺旋的氣流離開蒭藁增二A朝向蒭藁增二B而去。伴星圍繞米拉的軌道周期約為400年。

蒭藁增二是長周期的"米拉變星"的"樣本"恆星，他和其他已知道的6,000多顆都是紅巨星，這類以表面的振盪造成光度增加與減少的變星，周期範圍從80天至超過1,000天。在蒭藁增二個別的情況中，平均光度為可以被注意到的3.5等星。在每一個周期的變化中，當光度增加時可以亮達2.0等，降低時則降至4.9等，光度變化的範圍達到15倍，而在歷史上的紀錄則是這個數值的三倍甚至還要更高。歷史上曾記錄到的最低光度在8.6到10.1等之間，在星等上差了四等級，整個擺動範圍的絕對最大和絕對最小值的差距達到1,700倍。有趣的是，雖然蒭藁增二輻射出的能量多數都在紅外線，但在這個波段的光度變化只有兩個星等，(2)光度曲線的變化大約是以100天的時間增加，然後以兩倍長的時間下降，在BAV([1])可以看見最近的光度曲線。

歷史

蒭藁增二是天文學家大衛·法布里奇烏斯在1596年8月3日開始一系列的觀測之後被發現的(至少也是第一次被注意到)。在觀測水星的時候，他因為需要一顆參考星來做位置的比較，挑選了一顆鄰近而先前未曾注意到的3等星。到了8月21日，這顆參考星的光度增加了一個星等，到了10月卻暗至看不見。法布里奇烏斯假設它是一顆新星。 有趣的是， 在1609年的2月16日又看見了這顆星。

終於，約翰·霍華德測量出這顆恆星的變光周期大約是11個月；約翰·赫維留也在同時段觀測，並因為在天空中沒有任何一顆已知的恆星有像他一樣的行為，所以在1662年的《Historiola Mirae Stellae》中將之命名為"米拉"(意思是奇妙的星)。然後Ismail Bouillaud認定他的周期是333天，比所用的332天只多了一天(這是可以寬恕的，因為蒭藁增二的周期是可能隨著時間而有少許改變的)。

這是值得深思的，為何在法布里奇烏斯之前沒有人發現蒭藁增二。可是，大陵五的歷史(在1667年確認是變星，但在傳說和追溯古代的文物，他已經被懷疑上千年了)，則建議可能也早就知道了。卡爾(Karl Manitius)，依巴谷著作《阿拉托斯的評論》的譯者，指出在紀元前二世紀的一些檔案中就有關於蒭藁增二的線索，但在望遠鏡發明以前的西方世界其他的著作中--托勒密,al-Sufi,烏魯伯格,和第谷·布拉赫--都沒有提到，而認為是顆規則的恆星。在中國和韓國的檔案中，分別於1596年、1070年和與依巴谷同時代的西元前134年都有記載，但是中國的記載不夠精確，只紀錄了出現的星官(中國的星座)，因而難以確認。

米拉變星

米拉變星是脈動變星，特徵是顏色非常紅，周期超過100天，而且光度變化超過一個視星等。它們已經是紅巨星在恆星演化至非常後期(在漸近巨星分支)，即將逐出外面的氣體殼層成為行星狀星雲，並將在數百萬年後成為白矮星。

質量

米拉變星的質量被認為不會超過兩倍的太陽質量，但是因為擴張而變得非常巨大的外殼使光度數百倍於太陽。擴張被認為肇因於半徑上的變化模式，因此整個恆星的膨脹和收縮是對稱的。這樣的結果是半徑和溫度都在變化，造成光度也隨之改變，脹縮的周期是恆星半徑和質量的函式。早期的模型假設米拉變星在過程進行中是球形對稱的(主要在保持電腦塑造模型的單純，而不是物理上的原因)，但使用紅外光學望遠鏡陣列(IOTA)的觀察卻顯示有75%的米拉變星不是球形對稱的，這結果與早先米拉，本類變星的原型，單獨的圖像是一致的。所以現在急迫的需要使用超級電腦製作米拉變星的三維模型。

成分

雖然多數的米拉變星在行為和結構上有許多相似之處，但是由於年齡、質量、脈動方式、和化學成分上的差別，她們仍然有許多的歧異。例如，像變星天兔座 R的光譜有明顯的碳譜線，就顯示了核心的碳已經被輸送到了表面。這些物質在恆星附近經常會形成包圍著恆星的星際塵埃，也會造成恆星周期性的變暗和變亮。有些米拉變星也是邁射(MASER，microwave amplification by stimulated emission of radiation)的來源。

來源

有少部分的米拉變星看起來會隨著時間改變周期，在數十年到數個世紀(或接近千年)的時間中周期增長或縮短，這可能是肇因於恆星的熱脈動，使接近核心的氫殼層變得熱且密實，再度引發了核融合，這會改變恆星的結構，而造成周期的改變。

觀察過程

這種過程預期會發生在所有的米拉變星上，但是對發生在長達數百萬年的漸近巨星分支時期內的短期熱脈動(數千年)，這只是千分之一不到的時間，也就是可能只有不到千分之一的米拉變星會在熱脈動的階段。但是多數的米拉變星 顯示出會一個循環接著一個循環的改變周期，或許非線性的行為會導致恆星氣體的外殼產生非對稱的球體。

米拉變星是有志於觀測變星的業餘天文學家最普遍的目標，因為她們有戲劇性的亮度變化。有些米拉變星(包括米拉(鯨魚座ο)已經有長達一個世紀的可靠的觀測紀錄。

米拉變星的例子

米拉變星的星很多 ，如：米拉，天兔座 R，仙后座 R，仙女座 U，仙王座 T，天鵝座 χ，室女座 SS，獵戶座 S，長蛇座 R，長蛇座 W等。

天兔座 R

天兔座 R (R Lep)，通常被稱為欣德的紅星，是位於天兔座鄰近波江座邊界的一顆米拉變星。在右邊的圖中以"R"標示出來。

它是一顆碳星，呈現出明顯的紅色。他以英國天文學家約翰·羅素·欣德之名為名，是因為欣德在1845年的觀測使它聲名大噪。它的光度在5.5至11.7等之間變化，周期是418至441天，但是最近的測量得到的周期是427.07天。胎可能還有一個長達40年的次要周期。

在它的光度最亮時，天兔座 R的顏色經常被認為是會強烈冒煙的紅色，但是這種感受是難以用言語來形容的。當他光度昏暗時，它的顏色會更紅，這個現象以14.5個月的周期反覆著。在這時，他很容易成為全天可見顏色最紅恆星的候選人，但這種看法仍有爭議。它之所以如此的紅，可能是外層大氣將可見光光譜中的藍色過濾掉了。這顆恆星的發現者，欣德在報告中說："看來就像是一滴血在一個黑色的背景上。"

仙后座 R

仙后座R是一顆位於仙后座的M-型紅巨星，距離地球約348光年。它是一顆米拉變星，視星等在+4.7和+13.5之間變化，平均視星等為9.97，光變周期為430.46天。

仙女座 U

仙女座U（U Andromedae）是一個位於仙女座的米拉變星。它的視星等在8.9到15.0等之間變化，變光周期347日。仙女座U由天文學家湯瑪斯·大衛·安德森於1894和1895年首次發現它的光度變化。

仙王座 T

仙王座T是一顆位於仙王座的超巨星，距離地球約700光年。它是一顆米拉變星，直徑是太陽的540倍，是目前已知最大的恆星之一。

天鵝座 χ

天鵝座 χ（χ Cyg / χ Cygni）是在天鵝座的一顆米拉變星。

天鵝座χ的光度變化是已知變星中最大的，標準是從5等變至13等，以最亮光度為準的平均變化周期為407天，而觀測到的光度極值分別是3.3與14.3等。因此，天鵝座 χ在最暗時要口徑30厘米以上的望遠鏡才能看見，而最亮時肉眼就能見到。它與地球的距離大約是345光年。

天文學家Gottfried Kirch在1686年發現這顆變星。湯姆斯·狄克寫道："馬拉爾蒂和卡西尼已經認定這顆星的周期是405天；但是依據Pigot先生的觀測，顯示它只有392天，或者是396、397或398天。"與之有關的詳情是：

1. 當它最亮時，大約有兩星期感覺不出有可以察覺的光度變化。
2. 它大約花3.5個月的時間從11等星增光至最大光度，並且以相同的時間減光；由於這個緣故，大約有6個月的時間看不見這顆星。
3. 它並不是每次都達到相同的光度，有時達到5等星，有時只是7等星。

"它位於天鵝座的頸部附近，與輦道增七（天鵝座β）和天津一（天鵝座γ）這兩顆星的距離相當，在天津四（天鵝座 α）的西南方約15度之處。

室女座SS

室女座SS是一顆明顯呈現紅色的米拉變星，它的變光範圍從9.5等至7.4等，周期為361天。它也被考慮是一顆半規則變星，因為在過去數十年內他的最大和最小亮度本身也是個變數。它因為富含碳，所以光譜類型是C6.3e，與雙子座T相似。室女座SS，與含碳的米拉變星一樣，有一條變化很大的H-α發射譜線，並與整體的光度變化同步，這條Hα譜線在變亮時顯得更為明顯。在近紅外波段上的觀測顯示，它的半徑是500倍太陽半徑，表面溫度介於2405-2485k。

寶瓶座R

寶瓶座R (R Aqr) 是位於寶瓶座的一顆變星。

寶瓶座R被認為是由一顆白矮星和一顆米拉變星組成的共生變星，軌道周期大約是44年。為主的米拉變星是一顆紅巨星，光度變化的數量級高達數百倍，並且變光的周期稍長於一年，於1810年被卡爾·路德維希·哈丁發現是一顆變星。

經由引力的牽引，白矮星從紅巨星提取物質，偶而還會將多餘的物質彈射出，形成一些怪異的環路，連線成像是星雲的圖樣。因為它處於一個充滿塵埃的空間區域，藍色的光在到達我們這兒之前都已經被吸收掉了，因此整個系統看起來是偏紅的。

環繞著寶瓶座R的星雲稱為塞德布拉德211 (Cederblad 211)。依據Tom Polakis的說法，在1998年之前還沒有人成功的直接觀測這個具有挑戰性的天體。這個星雲可能是一顆類新星爆發的殘骸，日本的天文學家可能在西元930年觀測到此一事件。

獵戶座S

獵戶座S是一顆位於獵戶座的M-型紅巨星。它是一顆米拉變星，光變周期為420天，半徑從1.9個天文單位到2.3天文單位變化。

長蛇座 R

長蛇座 R 是在長蛇座的一顆米拉變星。長蛇座 R的星等變化從3.21等至11.00等，周期為389天。長蛇座 R 的周期會是緩慢的變化。在最大亮度時，這顆變星可以用裸眼看見，而在最暗時至少要口徑5厘米的望遠鏡才能看見。長蛇座 R與地球的距離大約是2,000光年，它的光譜分類是M7IIIe。

長蛇座 W

長蛇座 W是一顆位於長蛇座的米拉變星。它距離地球在75至120秒差距之間，大約375光年。

研究發現長蛇座W有激烈的水噴發現象，存在一個由灰塵和水蒸氣組成的廣泛盤狀物。這些噴發物覆蓋範圍在大約10.7天文單位（大約等於土星軌道的距離）到1.2秒差距（247000天文單位，大約等於太陽系奧爾特雲的距離）。

科幻中的米拉星

在距離它1-1.16光年的距離上還有一顆黃矮星，5顆行星環繞在周圍。其中一顆有生命存在，這顆星球和地球存在聯繫。最終造成了銀河系內2顆幾乎突破恆星極限的超高光度藍變星相撞，視星等竟達到-38.40等，這跟站在太陽上看到的太陽亮度一樣。

在保衛銀河系的過程中，米拉星天使起到了非常重要的作用。