在眾多神奇而有趣的天文事件中，有一種天象十分顯著，甚至可以用人眼捕捉到：在一片黑暗的天區(qū)中突然出現(xiàn)一顆明亮的恒星，在夜空持續(xù)一段時(shí)間后隱沒(méi)不見(jiàn)。古天文關(guān)于這種神秘天象的記載最早出現(xiàn)于《漢書(shū)·天文志》中， “元光元年（公元前134年）六月，客星見(jiàn)于房?！?該記錄中提到的“客星”就是指今天所說(shuō)的新星和超新星。

圖1. 《漢書(shū)·天文志》（圖源：中國(guó)古代新星和超新星的記錄丨科學(xué)史）

這類特殊天體平時(shí)十分黯淡，隱匿于廣袤的夜空中無(wú)法分辨，然而演化到某一階段時(shí)亮度會(huì)急劇增加乃至肉眼可見(jiàn)?！翱托恰敝械男滦羌词俏覀兯?wù)摗爸鹘恰保ぷ冏冃堑囊粋€(gè)子類。

圖2. 閃現(xiàn)的新星 （圖源：NASA）

激變變星物理圖景

放眼整個(gè)宇宙，恒星可算是構(gòu)成各類天體系統(tǒng)（星團(tuán)、星系等）的基本組件，也是天空中最常見(jiàn)的天體。作為最小的單元，恒星或獨(dú)立存在，或以雙星、多星系統(tǒng)結(jié)伴而行。激變變星屬于密近雙星中的半接雙星類型，即兩顆恒星中其中一顆的物質(zhì)充滿了洛希瓣。

在激變變星的系統(tǒng)中，白矮星（主星）作為“捕食者”不斷地從具有更大質(zhì)量的“捐贈(zèng)者”（伴星）那里掠奪物質(zhì)，帶有強(qiáng)大角動(dòng)量的物質(zhì)無(wú)法立即融入白矮星，而在其周圍形成一個(gè)氣體吸積盤。伴星通常是一顆晚型主序星，在特殊情況下也可能是一顆演化中的巨星甚至是一顆白矮星（伴星同樣是白矮星的AM CVn不在文章討論范疇內(nèi)）。

圖3. 激變變星藝術(shù)圖 （圖源：NASA）

激變變星“大家族”

作為雙星系統(tǒng)的同時(shí)，激變變星還兼具變星的角色，亮度會(huì)隨時(shí)間發(fā)生明顯的變化。根據(jù)光變的幅度和時(shí)標(biāo)，激變變星包括以下五種子類：經(jīng)典新星，再發(fā)新星，矮新星，類新星和磁激變變星。經(jīng)典新星是所有子類中爆發(fā)最為顯著的類型，有且只有一次。爆發(fā)前后星等變化最小約有6等，而最大可至19等。

星等變化或許不能給人以最直觀的感受，那么我們把它轉(zhuǎn)換成亮度變化，相差10個(gè)星等，亮度即是原來(lái)的10000倍。從這一事實(shí)來(lái)看，新星爆發(fā)的劇烈程度可見(jiàn)一斑，它也是僅次于超新星爆發(fā)的一個(gè)耀眼的天象活動(dòng)。再發(fā)新星，顧名思義，是被觀測(cè)到至少兩次以上爆發(fā)的新星。從已觀測(cè)再發(fā)新星的統(tǒng)計(jì)結(jié)果來(lái)看，兩次爆發(fā)的時(shí)間長(zhǎng)達(dá)10年以上。和經(jīng)典新星的爆發(fā)模式十分相似，再發(fā)新星在爆發(fā)過(guò)程中的亮度也會(huì)經(jīng)歷快速的上升和緩慢的下降。

圖4. 一顆新星的光變曲線 （圖源：Michael K. Rulison）

矮新星是激變變星所有類型中成員最為豐富，并且研究也最為廣泛的一個(gè)子型。矮新星的爆發(fā)通常歸因于吸積盤的不穩(wěn)定性，爆發(fā)時(shí)吸積盤會(huì)緩慢地?cái)U(kuò)張。爆發(fā)期過(guò)后，矮新星會(huì)進(jìn)入寧?kù)o期，而此時(shí)吸積盤會(huì)緩慢地收縮，就像會(huì)呼吸一樣。

根據(jù)爆發(fā)時(shí)光變曲線的各種不同形態(tài)，矮新星又可以細(xì)分為三個(gè)亞型：Z Cam型，SU UMa型，和U Gem型。

相比于新星，矮新星爆發(fā)地更為頻繁，規(guī)模和持續(xù)時(shí)間都遠(yuǎn)遠(yuǎn)小于前者。一般來(lái)說(shuō)，這類激變變星在爆發(fā)期間的星等變化在2到6個(gè)星等，持續(xù)時(shí)間為數(shù)天到數(shù)周，而爆發(fā)時(shí)間間隔通常是20天到數(shù)年不等。

以上三種類型的激變變星都經(jīng)歷過(guò)劇烈的爆發(fā)階段，而所有沒(méi)有經(jīng)歷過(guò)爆發(fā)的類型都統(tǒng)一歸類為類新星。這一簡(jiǎn)單粗暴的定義使得類新星囊括了多種多樣的激變變星類型。在該文章中提到的類新星僅指無(wú)磁場(chǎng)類型，包括UX UMa型，VY Scl型和SW Sex型。這種類型的激變變星在光學(xué)特征上類似于爆發(fā)后的新星，在光變特征上會(huì)表現(xiàn)出不規(guī)律的亮度下降。

最后一類是磁激變變星，即可以探測(cè)到白矮星主星有顯著的磁場(chǎng)強(qiáng)度。早期，這一類激變變星因無(wú)爆發(fā)階段而被歸類為類新星，直到上世紀(jì)70年代才被拎出來(lái)單獨(dú)成類。按照磁場(chǎng)強(qiáng)弱對(duì)吸積過(guò)程造成的不同影響，磁激變變星被分為兩大類：AM Her型偏振星和DQ Her型偏振星。兩者的區(qū)別在于前者由于足夠強(qiáng)的磁場(chǎng)致使吸積盤被打散而只剩下白矮星磁極附近的吸積柱，而后者的磁場(chǎng)強(qiáng)度比前者弱一到兩個(gè)數(shù)量級(jí)，因此會(huì)有部分吸積盤“幸存”下來(lái)。

激變變星的軌道周期空缺和最短軌道周期

雙星軌道周期是這類系統(tǒng)動(dòng)力學(xué)演化最重要的示蹤器。激變變星是一類短周期雙星系統(tǒng)，大部分樣本的軌道周期都小于10個(gè)小時(shí)。天文學(xué)家在激變變星軌道周期進(jìn)行統(tǒng)計(jì)時(shí)發(fā)現(xiàn)了一個(gè)奇特的現(xiàn)象：位于周期2～3小時(shí)范圍內(nèi)的大部分激變變星“離奇失蹤”，以至于在這個(gè)時(shí)段出現(xiàn)了周期空缺。除此之外還有一個(gè)顯著的特征，整個(gè)軌道周期分布圖在76分鐘左右戛然而止，而沒(méi)有一個(gè)緩變的過(guò)程。

圖5. 激變變星的觀測(cè)軌道周期分布 （圖源：Katysheva, et al., Astrophysics, 2003, 46, 114）

圖6. 激變變星各個(gè)亞型的觀測(cè)軌道周期分布 （圖源：戴智斌）

對(duì)于2-3小時(shí)的軌道周期空缺，目前被普遍接受的理論解釋是電磁制動(dòng)效率的降低導(dǎo)致伴星離開(kāi)洛希瓣，最終使得雙星系統(tǒng)脫離激變變星的范疇。想要理解這一理論，我們就需要對(duì)激變變星“前世今生”的認(rèn)知有一個(gè)大概的框架。激變變星理論上應(yīng)起源一個(gè)遠(yuǎn)距離雙星系統(tǒng)，隨著演化過(guò)程中角動(dòng)量的損失，雙星間距變短同時(shí)軌道周期不斷減小。

對(duì)于周期大于3小時(shí)的激變變星，電磁制動(dòng)和引力輻射主導(dǎo)了整個(gè)雙星系統(tǒng)的演化。在周期空缺邊緣3小時(shí)處，伴星質(zhì)量的不斷減少使其內(nèi)部物理結(jié)構(gòu)發(fā)生了變化，這一變化的最終后果是電磁制動(dòng)效率降低，伴星半徑收縮而離開(kāi)了洛希瓣。

而在周期空缺的另一邊緣2小時(shí)處，伴星重新充滿洛希瓣，相應(yīng)地，激變變星的吸積過(guò)程“卷土重來(lái)”。觀測(cè)上，軌道周期處于2～3小時(shí)的后共包層雙星的發(fā)現(xiàn)在一定程度上證明了該理論的正確性。盡管如此，電磁制動(dòng)效率降低理論仍然面臨著許多不可解釋的挑戰(zhàn)。

例如問(wèn)題之一，伴星內(nèi)部結(jié)構(gòu)為什么恰好在軌道周期在3小時(shí)處發(fā)生變化，變成全對(duì)流層結(jié)構(gòu)。由此看來(lái)，約束雙星結(jié)構(gòu)和演化的理論假設(shè)還需要經(jīng)過(guò)漫長(zhǎng)的實(shí)踐檢驗(yàn)。

跨越周期空缺帶之后，激變變星繼續(xù)向更短周期的系統(tǒng)演化直至軌道周期的最小極限～76分鐘處。為了解釋最短截至周期的存在，天文學(xué)家認(rèn)為此時(shí)不斷損失物質(zhì)的伴星已經(jīng)達(dá)到維持氫燃燒的質(zhì)量下限，從而進(jìn)入了簡(jiǎn)并態(tài)。

伴隨伴星的這種改變，整個(gè)激變變星系統(tǒng)反向掉頭并開(kāi)始向更長(zhǎng)周期演化，成為“period bouncer”。然而這一理論的提出涉及了許多研究并不成熟的天文學(xué)領(lǐng)域，至今仍是激變變星研究未解密題之一。

激變變星樣本的搜尋

迄今為止，激變變星樣本的發(fā)現(xiàn)來(lái)自各種不同的渠道，包括光變，光譜和顏色選擇，每一種方法的搜尋結(jié)果都會(huì)有一定的選擇效應(yīng)。最直接有效的方法是利用激變變星尤其是矮新星的爆發(fā)特征，在時(shí)域測(cè)光巡天中搜尋（如CRTS，OGLE，ASAS-SN，MASTER，ATLAS等巡天）。

圖7. Catalina觀測(cè)的一顆矮新星的光變曲線 （圖源：CRTS）

例如，CRTS和OGLE時(shí)域巡天中發(fā)現(xiàn)的激變變星均有上千顆。另外，激變變星獨(dú)特的光譜和測(cè)光特征也是將其從一眾天體中挑選出的有效手段。

作為非常成功的巡天項(xiàng)目，SDSS在2000年投入使用，目前已經(jīng)運(yùn)作了20年之久并在諸多研究領(lǐng)域取得了顯著的成果。自2002年開(kāi)始，Szkody等人在10年間不斷更新了從SDSS數(shù)據(jù)中搜尋到的激變變星樣本，最終得到了285個(gè)激變變星的星表，其中有超過(guò)一半的激變變星（151個(gè)）可以計(jì)算得到軌道周期。SDSS優(yōu)越的深空探測(cè)能力使激變變星的研究延伸到了更加黯淡的樣本（暗于20等），從而突破了許多基于之前激變變星的研究極限，尤其是軌道周期分布問(wèn)題。

從激變變星的光譜獲取量來(lái)說(shuō)，LAMOST巡天項(xiàng)目可與之比肩。作為世界上光譜獲取率最高的光學(xué)天文望遠(yuǎn)鏡，LAMOST已經(jīng)孜孜不倦工作了10個(gè)年頭，光譜獲取量達(dá)到千萬(wàn)量級(jí)。如此龐大的天體光譜數(shù)據(jù)庫(kù)為天文學(xué)研究各個(gè)領(lǐng)域提供了豐富的資源。

侯文等人基于激變變星的光譜特征，利用LAMOST第五次發(fā)布數(shù)據(jù)對(duì)該特殊天體進(jìn)行了全面系統(tǒng)地搜尋，共發(fā)現(xiàn)245顆激變變星（對(duì)應(yīng)380條恒星光譜）。

圖8. LAMOST中的激變變星光譜 （圖源：Hou, et al., AJ, 2020, 159, 43）

在SDSS和LAMOST巡天搜尋到的樣本中都發(fā)現(xiàn)了少數(shù)位于周期空缺處的激變變星。從軌道周期空缺被發(fā)現(xiàn)開(kāi)始，天文學(xué)家對(duì)其存在就一直存在著爭(zhēng)議。眾所周知，周期空缺是基于已有激變變星的統(tǒng)計(jì)分布結(jié)果，而統(tǒng)計(jì)樣本是否完備直接決定了該發(fā)現(xiàn)的真實(shí)性。2020年，Pala等人借助Gaia DR2數(shù)據(jù)確定的距離對(duì)150pc內(nèi)的激變變星做了完備性的分析，得出已發(fā)現(xiàn)樣本占比遠(yuǎn)遠(yuǎn)低于真實(shí)存在比例的結(jié)論。

因此，要證明周期空缺是真實(shí)存在，而不僅僅是由觀測(cè)統(tǒng)計(jì)上的選擇效應(yīng)造成仍然足夠完備的激變變星樣本。不僅如此，隨著越來(lái)越多激變變星樣本的發(fā)現(xiàn)，家族成員中一些極稀有的類型（例如AE Aqr）也被更多地被發(fā)掘出來(lái)，不斷更新天文學(xué)家對(duì)激變變星的認(rèn)知。由此，作為激變變星研究領(lǐng)域最為基礎(chǔ)也是不可或缺的一部分，以各種方法在不同巡天中對(duì)激變變星家族成員的全面搜尋為天文學(xué)家們喜聞樂(lè)見(jiàn)。

展望

盡管激變變星的觀測(cè)歷史可追溯至2000年前，但是對(duì)它真正的研究歷史不足200年。作為研究天體物理吸積過(guò)程的天然實(shí)驗(yàn)室，激變變星對(duì)研究致密天體并合過(guò)程有著得天獨(dú)厚的優(yōu)勢(shì)。并且，由于激變變星在恒星領(lǐng)域身兼數(shù)職，推動(dòng)這一特殊天體的研究無(wú)論是對(duì)于雙星，還是變星的形成和演化研究都有非常積極的作用。

當(dāng)然，這些研究的進(jìn)一步發(fā)展無(wú)一不需要對(duì)激變變星這一族群的物理和演化圖景有更準(zhǔn)確和更深刻的認(rèn)知和理解 —— 路漫漫其修遠(yuǎn)兮,吾將上下而求索。

作者簡(jiǎn)介：侯文，國(guó)家天文臺(tái)助理研究員，從事Ae/Be恒星和激變變星的物理性質(zhì)研究。

文稿編輯：趙宇豪