變星脈動理論

用脈動運動來解釋變星光變特性的學說。由英國天文學家愛丁盾首次提出。

基本介紹

• 中文名：變星脈動理論

定義

通常認為，脈動是徑向的。1917年，英國天文學家A.S.愛丁頓首先提出了變星脈動理論。其圖像是，在脈動變星內部，向外的壓力和向里的引力失去了平衡。如果壓力偏大，星體就會膨脹，其結果是壓力減小，引力超過了壓力，星體收縮，收縮的結果又使壓力增加，再次使得星體膨脹，這樣，星體就在平衡半徑附近脈動。愛丁頓建立了描述星體脈動的方程，並推出一個關係：脈動周期與星體平均密度的平方根成反比。因此，體積大的脈動變星因平均密度小，脈動周期應較長。脈動變星存在周光關係。脈動理論從理論上解釋了這種關係。以後的幾十年里，脈動理論又有了很大的發展。例如，已經查明，脈動變星內部的氦的二次臨界電離區是脈動的主要激發源。又如，已將線性的脈動理論推廣至非線性脈動理論，等等。除了徑向脈動理論外，還有非徑向脈動理論。這種理論更加複雜，套用也更加廣泛。例如，可以用來討論大犬座β型變星、矮新星、白矮星的光變等。

性質

用變星本身的脈動運動來解釋變星光變特性的一種學說。1879年﹐里特研究均勻氣體球的徑向脈動﹐得到變星脈動周期和星的平均密度的關係。沙普利和莫爾頓兩人套用液體球的非徑向脈動理論研究造父變星﹐得到相似的周期－平均密度關係。變星的脈動理論是英國天文學家愛丁頓提出的。他指出造父變星光(速度)變有高度的空間對菩冤o很難同具有軸對稱性的非徑向脈動理論相合。同時他還指出恆星外層氫的臨界電離區和中心的產能區是兩個可能的脈動激發源。以後三十多年﹐研究了各種簡單恆星模型的絕熱脈動的或準絕熱脈動的性質﹐但是﹐變星的脈動理論並無突破性的進展。

套用

1953年﹐日瓦金指出﹐恆星內部的氦的二次臨界電離區是脈動的主要激發源。到五十年代後期﹐電子計算機的廣泛套用﹐以及有了更精確的不透明度數據﹐這就有可能用更真實的恆星(包層)模型﹐來進行變星非絕熱脈動的理論計算。線性非絕熱脈動理論的計算﹐基本上證實了日瓦金的結論﹐並解釋了赫羅圖上脈動不穩定區藍端邊界位置﹐以及脈動變星的光變曲線同視向速度曲線的相移關係。

1962年﹐克里斯蒂提出了變星的非線性脈動理論﹐這是變星脈動理論的另一次突破。他第一次從理論上推得可與觀測相比較的光變(和視向速度)曲線的形狀和變幅﹐也是第一次從理論上證實了RRab型變星是在基音頻率脈動﹐而RRc型變星是在一階諧音頻率脈動﹐並確立了基音向一階諧音脈動的過渡周期與變星的光度的關係。對於某些恆星模型﹐基音和一階諧音同時表現出脈動不穩定性﹐這可以用來解釋具有拍頻現象的一類變星的行為。非線性脈動理論的另一個重要結果是﹐對於某些理論模型﹐在光變曲線下降段出現第二個駝峰﹐駝峰的位置與模型星體的質量有關。從駝峰的位置所定出的變星質量﹐僅為從恆星演化理論所推求出的星體質量的一半左右。對於這種質量矛盾﹐至今還沒有滿意的解釋。

對於處於赫羅圖上脈動不穩定區紅端的變星﹐即紅不規則變星﹑半規則變星和長周期變星﹐它們的外層對流區已延伸到相當程度﹐因此必須考慮對流的作用。但因為目前仍缺乏一種精確的對流理論﹐對於這樣一類低溫變星還不能作出很好的理論說明。

除去徑向脈動模式外﹐還存在一類更廣泛的非徑向脈動模式﹐分別對應於恆星各種連續變形。對於非常簡單的恆星模型﹐非徑向脈動的本徵振動可以很清楚地分成三組分立的群﹕p 模式﹐即壓力模式或聲模式﹐其特點是壓力為主要的恢復力。g 模式﹐或稱重力模式﹐其特點是恢復力主要為重力。根據動力穩定性質﹐g 模式又可分為g 模式(動力學穩定的)和g 模式(動力學不穩定的)。f 模式﹐即基模式或開爾芬模式﹐其特點是其徑向位移分量在恆星內部沒有結點(除中心外)。非徑向脈動要比純徑向脈動複雜得多﹐對複雜的恆星結構﹐已不可能簡單地將非徑向脈動模式分類。大犬座 捅湫簽p矮新星和白矮星的快速光變是研究非徑向脈動的最可能的對象。