蒭藁（ChúGǎo）變星，又稱蒭藁型變星或米拉變星，是一種脈動變星。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。它們已經是恆星演化至非常後期的紅巨星（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一顆白矮星。
基本介紹
- 中文名：芻藁變星
- 別名：蒭藁型變星或米拉變星
特徵,構造,觀測,
特徵
蒭藁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。早期的模型假設蒭藁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），但最近使用紅外光學望遠鏡陣列（IOTA）的觀察卻顯示有75%的蒭藁變星不是球形對稱的，
雖然多數的蒭藁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。
有少部分的蒭藁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，再度引發了核聚變，這會改變恆星的結構，而造成周期的改變。
這種過程預期會發生在所有的蒭藁變星上，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蒭藁變星會在熱脈動的階段。但是多數的蒭藁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。
構造
其中OH/IR芻藁變星的周期延長至2000天。它們是OH微波激射器（受激發射的微波放大）在射電波段發射，或用紅外觀測它們的發亮處的發射。德國天文學家D.法布里修斯在1596～1609年發現的第一顆變星是鯨魚o，又稱Mira變星(Mira拉丁語是“奇妙”的意思)，中文名芻藁增二。芻藁增二是紅巨星，周期為332天，離地球42秒差距，光譜型M7Ⅲ一顆暗淡伴星鯨魚座VZ繞它公轉。鯨魚座VZ是一顆有吸積盤的白矮星。研究它們的重要原因是，它們在拋完外殼形成行星狀星雲之前，是一種質量小，高光度，光變幅大，易於觀測到的變星。芻藁變星光極大時的亮度和光極小時的亮度之差可達2 000倍，可作為估算銀河系和鄰近星系的距離的標準燭光。芻藁變星的表面溫度為3 000～3 500K，已有6 000多顆芻藁變星和可能的芻藁變星列入變星總表(1990)。但應指出，只有亮的芻藁變星才能被發現。根據芻藁變星的化學組成可分為三組：最大的一組是M型芻藁變星，光學波段主要是TiO分子吸收帶；次之是S型芻藁變星，主要是ZrO分子吸收帶；第三是C型芻藁變星，以C的分子為主。芻藁變星有質量損失，典型值為10−7～3×10−5M⊙/a（表示每年損失的太陽質量），OH/IR芻藁變星質量損失為10−4M⊙/a。大部分芻藁變星和OH/IR芻藁變星中觀測到OH脈澤，其譜線一般為雙峰，分別來自以10～20千米/秒的速度膨脹的球殼的前後部分。芻藁變星的輻射除塵埃的熱輻射外，還有脈澤輻射(H2O,OH,SiO)，其星周物質是矽酸鹽和富碳化合物。芻藁變星大部分輻射為1.0～3.0微米，由此可估算出該星的熱光度LIR。所有芻藁變星的大氣由穩定的CO分子鎖定，有過剩氧是O型，若過剩碳則為C型。很多研究較好的芻藁變星顯示出，它們在脈動期間的某些相位呈現出中性和電離的金屬線(FeI、FeII、MgI、InI)甚至禁戒線。這些金屬發射線的相對強度與天文上和實驗室看到的十分不同，這些線由螢光激發。現在可在地球大氣外對芻藁變星進行紫外觀測，發現它們有280納米(MgII)的輻射。芻藁變星的大氣延伸很遠，這可用可見光和紅外的月掩星技術測量它們的直徑。對O型芻藁變星，如RLeo（獅子座）的直徑在2微米波段是可見光觀測的直徑的一半大，它的直徑隨脈動相位而變化。對能測得直徑和視差的芻藁變星，可估算周期為300天的直徑約為400R⊙（火星到太陽的距離）。用光干涉技術已繪出芻藁變星的像，在光學波段呈非圓形，可能由於冷巨星有很大的對流元和旋轉等因素所致。
觀測
蒭藁變星是有志於學習觀測變星的業餘天文學家最常用的目標，因為它們有極為戲劇性的亮度和光度變化。有一些蒭藁變星（包括蒭藁增二，鯨魚座ο）已經有長達一個世紀的可靠的觀測紀錄。
