Mira Variable( Ceti.) #

作者：张博闻 分类：Pulation-LPV（Long Peroid Variable）

历史背景 #

Mira变星的发现 #

Mira变星是第一类天文学家通过分析长期观测数据获得其周期和光变幅度的变星，可以说，人类对变星系统性观测发端于对Mira变星的观测。第一颗被发现的该类变星是鲸鱼座，在1596年，荷兰天文学家法布里乌斯（David Fabricius，1564-1617）首次记录其亮度变化；在1638-1640年间，荷兰天文学家霍尔瓦达（Johannes Holwarda，1618-1658）通过观测和数据分析发现这颗星323天的光变周期，至此这颗星的光变和周期均被发现。在1662年，因为鲸鱼座周期性的巨幅光变，荷兰天文学家赫维留（Johannes Hevelius，1611-1687）将这颗星命名为“Mira”变星，在拉丁语中意为“奇异的，令人震惊的”（即英文“Miracle”词源）。

图1.法布里乌斯肖像（左侧太阳图像代表其另一项成就——与其子约翰内斯·法布里乌斯最早使用望远镜观测了太阳黑子）来源待补充

图2.霍尔瓦达肖像

图3.赫维留肖像

Mira变星的观测简史 #

在鲸鱼座之后，第二颗Mira变星天鹅座在1686年被发现。此后到1796年的110年间，又有4颗Mira变星被发现，之后的1个世纪中，天文学家发现了251颗Mira变星。进入20世纪，除了单纯的累计数量，对Mira变星的测光观测向更宽的波段（主要是近红外波段）拓展，并开始了对其的分光观测。至1997年，已经有6000余颗Mira变星被发现，一些临近星系，包括LMC、SMC、M31和M33。。同时，天文学家对Mira变星的周期-光度-颜色关系也进行了进一步的深入研究，并将这一关系应用于距离测量检验的相关研究。进入到21世纪，随着OGLE、ASAS-SN和Gaia等大规模巡天观测的开展（其中OGLE开始于1990年），发现的Mira变星数量进一步增加。至2022年，依托OGLE数据，天文学家在银河系中已经发现了接近66000颗Mira变星。在大小麦哲伦星云中也发现了807颗Mira变星。同时依托目前如LAMOST和Gaia XP光谱等恒星大样本光谱库，Mira变星的光谱分类搜寻也得以开展。

在1596之前——鲸鱼座失落的观测史？ #

回顾Mira变星的发现和观测历史，存在一个有趣的讨论点——鲸鱼座的光变幅度达8等（V波段2-10.2等），其最亮时，很容易被肉眼观测到，黯淡时则会“消失”在天空背景中。其大约为一年的光变周期，也足以在同一个观测者的生命周期中被多次观测到。但是为何直到1596年，鲸鱼座才被观测到？在此之前是否存在对其的观测记录？

德国天文学家马提尼乌斯（Carolus Manitius）认为古希腊天文学家亚拉图（Artus，B.C.315-245）曾经3次记录了鲸鱼座；而另有研究认为，伊巴古（Hipparchus，B.C.190-125）曾在公元前134年观测到了鲸鱼座。伊巴古星表现已不存，但伊巴古对亚拉图和欧多克索斯（Eudoxus，B.C.408-355）星表的注释有存世，说明伊巴古的工作相对亚拉图有一定继承性，综合两者星表，可能会有对鲸鱼座的观测记录。但是集古希腊天文学之大成的托勒密星表中并没有包含对鲸鱼座的记录，又为这一问题蒙上了新的疑云。

我国古代天象记录是古代天文观测时间跨度最久，观测最为完备的记录之一。但是我国古代天文学家同样并未在典籍中留下鲸鱼座的确切记录。鲸鱼座有中文名“蒭藁增二”，但并非是基于我国天文学家独立发现，而是在乾隆年间通过与传教士交流，增补在蒭藁星官中的。同样据考证，我国天象记录中在1070年的一次新星与鲸鱼座的天区位置接近。记录为“新星”，应是在观测史遇到了鲸鱼座亮度极大值，这一描述也符合其亮度变化幅度巨大，以至于在肉眼观测条件下时隐时现的特点。但是仅有单次记录，缺少其他佐证，仍然难以说明该星一定是鲸鱼座。

除此之外，也有考据认为阿拉伯天文学家苏非（Al Sufi，903-986）观测并记录了鲸鱼座。但总体而言，首先这些观测的对象，并不能确定是鲸鱼座，再者，即使有些观测确实为鲸鱼座，但是这些孤立的观测并未找到其关键性质——周期。因此，人类对变星这类天体的观测，应当认为自16世纪末到17世纪对鲸鱼座的系统观测为始。

物理图像 #

光变机制 #

图4 Mira变星在赫罗图上的位置

如上图，Mira变星在赫罗图上位于接近渐进巨星支位置，其整体参数如下表

表1 Mira变星主要恒星参数

Mira变星的光变机制尚未完全明确。在此类低质量脉动变星中，机制通常不是驱动脉动的主要机制。目前的模拟中，主要认为Mira变星脉动的驱动机制是对流和湍动与恒星脉动的耦合，可认为在这一区域内存在一个低质量AGB的“脉动不稳定带”。（对相关研究还有待进一步了解补充——怎么这类星就能脉动起来呢？）

Mira变星的分类 #

Mira变星通常有光谱SED和光变曲线两种分类方法。

光谱SED #

根据元素丰度C/O的比值是否大于1，可将Mira变星分为C-rich和O-rich型。具体到谱线上，通常需要参考C2，CN等含C分子和ZrO、TiO和VO等含O分子的相关谱线强度。目前发现的Mira变星以O-rich型为主。下图为一颗C-rich型Mira变星BH Cru的高分辨率光谱，可看出其含C分子的相关谱线。 图5 C-rich Mira变星高分光谱

光变周期规律性 #

根据光变周期的规律性可以将Mira变星分为regular和nonregular两类。regular类的Mira变星，其光变振幅、最高值和最低值相对稳定，频谱单峰性较好。nonregular类Mira变星周期光变振幅不稳定，最高值和最低值有变化，且在光度变化单峰上会叠加其他成分。两者典型光变曲线如下图所示。 图6 第一行1图为regular型，其他为nonregular型 不同光变曲线可能来自于不同成分的辐射，对于Mira变星，可能来自于恒星本身和周围的尘埃。下图是根据SED拟合不同成分产生的辐射。 图7 不同成分SED拟合，红色虚线为恒星成分，蓝色虚线为尘埃成分，黑色实线为总流量 可见regular型主要辐射成分为恒星，nonregular主要辐射成分为尘埃。

（为啥？还需要研究一下）

周期-光度（-颜色）关系 #

根据上述分类，Mira变星可分为四类，进行周光关系确定时，通常也需要分四类讨论。下图是对脉动红巨星总的周光关系汇总，Mira变星符合其中的C分支。 图8 不同脉动红巨星周光关系 其中

需要注意这是一个比较粗略的结果，不同种类之间可能存在简并（应当找到原始图片，这张图原本应该为彩色图片，书中引用时为灰度图）

图9 不同丰度regular型变星周光关系 如图示例为两段线性拟合，也可使用二次函数拟合，也有研究在其中加入了颜色项如(V-I)，得到了周期-光度-颜色关系，表达式如下。

线性模型：

双线性模型：

二次模型

为不同波段，a、b、c、d为拟合量。

质量损失 #

质量损失是AGB星的重要性质，Mira变星的质量损失是一个需要研究的课题。因为这涉及到Mira变星周光关系的校准等，对距离测量等非常重要。（待补充） 图10不同波段观测结果显示Mira变星正在进行的质量损失

周期变化 #

Mira变星具有周期变化（待补充） 图11Mira变星的周期变化

典型天体 #

Mira变星的研究相对较为充分，目标较多，因此选择了目前最大的样本库（Iwanek et.al 2022）进行研究，网址如下 1.https://www.astrouw.edu.pl/ogle/ogle4/OCVS/blg/lpv 2.https://www.astrouw.edu.pl/ogle/ogle4/OCVS/gd/lpv/ （在CDS搜索Mira变星，能得到非常全面的测光和光谱数据。）

讨论 #

Mira变星的搜寻——已有方法和未来方法 #

目前方法：测光数据筛选和光谱数据筛选（待补充） 因为质量损失等问题，Mira变星周围常围绕着较多尘埃。因此多波段观测、向长波波段拓展的观测无疑非常必要。 图9 不同波段Mira变星光度变化 可见波长越长，Mira变星的光变越不明显。

Mira变星周光关系的可能用途 #

测距？测消光规律？（数量相对较少是一个问题）

关于目前Mira变星光谱库的问题 #

图12 问题 第四幅图这个靠左的peak让人感觉非常不舒服，感觉有可能是样本有污染。此图来自Iwanek et.al 2022。这个库目前是最多的库，所以还是要考虑清楚，不然不能使用这个库。

参考文献 #

（待补充）