刍藁变星

蒭藁（ChúGǎo）變星，又称蒭藁型变星或米拉变星，是一种脈動變星。特徵是顏色非常紅，週期超過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红巨星（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白矮星。

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，脹縮的週期是恆星半徑和質量的函數。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，[1],這結果與早先米拉，本類變星的原型，單獨的圖像是一致的。（參見[2], [3], [4]），所以現在急迫的需要使用超級電腦製作蒭藁變星的三維模型。

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，也會造成恆星週期性的變暗和變亮。有些蒭藁變星也是邁射（MASER，Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation）的來源。

有少部分的蒭藁變星看起來會隨著時間改變週期，在數十年到數個世紀（或接近千年）的時間中週期增長或縮短，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，而造成週期的改變。

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週期，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。

蒭藁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。

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參考資料
  1. First Surface-resolved Results with the IOTA Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in AGB stars 页面存档备份，存于, 2006
  2. Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira, 1992
  3. Asymmetries in the atmosphere of Mira, 1991
  4. Surface imaging of long-period variable stars, 1999
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