在众多神奇而有趣的天文事件中，有一种天象十分显著，甚至可以用人眼捕捉到：在一片黑暗的天区中突然出现一颗明亮的恒星，在夜空持续一段时间后隐没不见。古天文关于这种神秘天象的记载最早出现于《汉书·天文志》中， “元光元年（公元前134年）六月，客星见于房。” 该记录中提到的“客星”就是指今天所说的新星和超新星。

图1. 《汉书·天文志》（图源：中国古代新星和超新星的记录丨科学史）

这类特殊天体平时十分黯淡，隐匿于广袤的夜空中无法分辨，然而演化到某一阶段时亮度会急剧增加乃至肉眼可见。“客星”中的新星即是我们所谈论“主角”，激变变星的一个子类。

图2. 闪现的新星 （图源：NASA）

激变变星物理图景

放眼整个宇宙，恒星可算是构成各类天体系统（星团、星系等）的基本组件，也是天空中最常见的天体。作为最小的单元，恒星或独立存在，或以双星、多星系统结伴而行。激变变星属于密近双星中的半接双星类型，即两颗恒星中其中一颗的物质充满了洛希瓣。

在激变变星的系统中，白矮星（主星）作为“捕食者”不断地从具有更大质量的“捐赠者”（伴星）那里掠夺物质，带有强大角动量的物质无法立即融入白矮星，而在其周围形成一个气体吸积盘。伴星通常是一颗晚型主序星，在特殊情况下也可能是一颗演化中的巨星甚至是一颗白矮星（伴星同样是白矮星的AM CVn不在文章讨论范畴内）。

图3. 激变变星艺术图 （图源：NASA）

激变变星“大家族”

作为双星系统的同时，激变变星还兼具变星的角色，亮度会随时间发生明显的变化。根据光变的幅度和时标，激变变星包括以下五种子类：经典新星，再发新星，矮新星，类新星和磁激变变星。经典新星是所有子类中爆发最为显著的类型，有且只有一次。爆发前后星等变化最小约有6等，而最大可至19等。

星等变化或许不能给人以最直观的感受，那么我们把它转换成亮度变化，相差10个星等，亮度即是原来的10000倍。从这一事实来看，新星爆发的剧烈程度可见一斑，它也是仅次于超新星爆发的一个耀眼的天象活动。再发新星，顾名思义，是被观测到至少两次以上爆发的新星。从已观测再发新星的统计结果来看，两次爆发的时间长达10年以上。和经典新星的爆发模式十分相似，再发新星在爆发过程中的亮度也会经历快速的上升和缓慢的下降。

图4. 一颗新星的光变曲线 （图源：Michael K. Rulison）

矮新星是激变变星所有类型中成员最为丰富，并且研究也最为广泛的一个子型。矮新星的爆发通常归因于吸积盘的不稳定性，爆发时吸积盘会缓慢地扩张。爆发期过后，矮新星会进入宁静期，而此时吸积盘会缓慢地收缩，就像会呼吸一样。

根据爆发时光变曲线的各种不同形态，矮新星又可以细分为三个亚型：Z Cam型，SU UMa型，和U Gem型。

相比于新星，矮新星爆发地更为频繁，规模和持续时间都远远小于前者。一般来说，这类激变变星在爆发期间的星等变化在2到6个星等，持续时间为数天到数周，而爆发时间间隔通常是20天到数年不等。

以上三种类型的激变变星都经历过剧烈的爆发阶段，而所有没有经历过爆发的类型都统一归类为类新星。这一简单粗暴的定义使得类新星囊括了多种多样的激变变星类型。在该文章中提到的类新星仅指无磁场类型，包括UX UMa型，VY Scl型和SW Sex型。这种类型的激变变星在光学特征上类似于爆发后的新星，在光变特征上会表现出不规律的亮度下降。

最后一类是磁激变变星，即可以探测到白矮星主星有显著的磁场强度。早期，这一类激变变星因无爆发阶段而被归类为类新星，直到上世纪70年代才被拎出来单独成类。按照磁场强弱对吸积过程造成的不同影响，磁激变变星被分为两大类：AM Her型偏振星和DQ Her型偏振星。两者的区别在于前者由于足够强的磁场致使吸积盘被打散而只剩下白矮星磁极附近的吸积柱，而后者的磁场强度比前者弱一到两个数量级，因此会有部分吸积盘“幸存”下来。

激变变星的轨道周期空缺和最短轨道周期

双星轨道周期是这类系统动力学演化最重要的示踪器。激变变星是一类短周期双星系统，大部分样本的轨道周期都小于10个小时。天文学家在激变变星轨道周期进行统计时发现了一个奇特的现象：位于周期2～3小时范围内的大部分激变变星“离奇失踪”，以至于在这个时段出现了周期空缺。除此之外还有一个显著的特征，整个轨道周期分布图在76分钟左右戛然而止，而没有一个缓变的过程。

图5. 激变变星的观测轨道周期分布 （图源：Katysheva, et al., Astrophysics, 2003, 46, 114）

图6. 激变变星各个亚型的观测轨道周期分布 （图源：戴智斌）

对于2-3小时的轨道周期空缺，目前被普遍接受的理论解释是电磁制动效率的降低导致伴星离开洛希瓣，最终使得双星系统脱离激变变星的范畴。想要理解这一理论，我们就需要对激变变星“前世今生”的认知有一个大概的框架。激变变星理论上应起源一个远距离双星系统，随着演化过程中角动量的损失，双星间距变短同时轨道周期不断减小。

对于周期大于3小时的激变变星，电磁制动和引力辐射主导了整个双星系统的演化。在周期空缺边缘3小时处，伴星质量的不断减少使其内部物理结构发生了变化，这一变化的最终后果是电磁制动效率降低，伴星半径收缩而离开了洛希瓣。

而在周期空缺的另一边缘2小时处，伴星重新充满洛希瓣，相应地，激变变星的吸积过程“卷土重来”。观测上，轨道周期处于2～3小时的后共包层双星的发现在一定程度上证明了该理论的正确性。尽管如此，电磁制动效率降低理论仍然面临着许多不可解释的挑战。

例如问题之一，伴星内部结构为什么恰好在轨道周期在3小时处发生变化，变成全对流层结构。由此看来，约束双星结构和演化的理论假设还需要经过漫长的实践检验。

跨越周期空缺带之后，激变变星继续向更短周期的系统演化直至轨道周期的最小极限～76分钟处。为了解释最短截至周期的存在，天文学家认为此时不断损失物质的伴星已经达到维持氢燃烧的质量下限，从而进入了简并态。

伴随伴星的这种改变，整个激变变星系统反向掉头并开始向更长周期演化，成为“period bouncer”。然而这一理论的提出涉及了许多研究并不成熟的天文学领域，至今仍是激变变星研究未解密题之一。

激变变星样本的搜寻

迄今为止，激变变星样本的发现来自各种不同的渠道，包括光变，光谱和颜色选择，每一种方法的搜寻结果都会有一定的选择效应。最直接有效的方法是利用激变变星尤其是矮新星的爆发特征，在时域测光巡天中搜寻（如CRTS，OGLE，ASAS-SN，MASTER，ATLAS等巡天）。

图7. Catalina观测的一颗矮新星的光变曲线 （图源：CRTS）

例如，CRTS和OGLE时域巡天中发现的激变变星均有上千颗。另外，激变变星独特的光谱和测光特征也是将其从一众天体中挑选出的有效手段。

作为非常成功的巡天项目，SDSS在2000年投入使用，目前已经运作了20年之久并在诸多研究领域取得了显著的成果。自2002年开始，Szkody等人在10年间不断更新了从SDSS数据中搜寻到的激变变星样本，最终得到了285个激变变星的星表，其中有超过一半的激变变星（151个）可以计算得到轨道周期。SDSS优越的深空探测能力使激变变星的研究延伸到了更加黯淡的样本（暗于20等），从而突破了许多基于之前激变变星的研究极限，尤其是轨道周期分布问题。

从激变变星的光谱获取量来说，LAMOST巡天项目可与之比肩。作为世界上光谱获取率最高的光学天文望远镜，LAMOST已经孜孜不倦工作了10个年头，光谱获取量达到千万量级。如此庞大的天体光谱数据库为天文学研究各个领域提供了丰富的资源。

侯文等人基于激变变星的光谱特征，利用LAMOST第五次发布数据对该特殊天体进行了全面系统地搜寻，共发现245颗激变变星（对应380条恒星光谱）。

图8. LAMOST中的激变变星光谱 （图源：Hou, et al., AJ, 2020, 159, 43）

在SDSS和LAMOST巡天搜寻到的样本中都发现了少数位于周期空缺处的激变变星。从轨道周期空缺被发现开始，天文学家对其存在就一直存在着争议。众所周知，周期空缺是基于已有激变变星的统计分布结果，而统计样本是否完备直接决定了该发现的真实性。2020年，Pala等人借助Gaia DR2数据确定的距离对150pc内的激变变星做了完备性的分析，得出已发现样本占比远远低于真实存在比例的结论。

因此，要证明周期空缺是真实存在，而不仅仅是由观测统计上的选择效应造成仍然足够完备的激变变星样本。不仅如此，随着越来越多激变变星样本的发现，家族成员中一些极稀有的类型（例如AE Aqr）也被更多地被发掘出来，不断更新天文学家对激变变星的认知。由此，作为激变变星研究领域最为基础也是不可或缺的一部分，以各种方法在不同巡天中对激变变星家族成员的全面搜寻为天文学家们喜闻乐见。

展望

尽管激变变星的观测历史可追溯至2000年前，但是对它真正的研究历史不足200年。作为研究天体物理吸积过程的天然实验室，激变变星对研究致密天体并合过程有着得天独厚的优势。并且，由于激变变星在恒星领域身兼数职，推动这一特殊天体的研究无论是对于双星，还是变星的形成和演化研究都有非常积极的作用。

当然，这些研究的进一步发展无一不需要对激变变星这一族群的物理和演化图景有更准确和更深刻的认知和理解 —— 路漫漫其修远兮,吾将上下而求索。

作者简介：侯文，国家天文台助理研究员，从事Ae/Be恒星和激变变星的物理性质研究。

文稿编辑：赵宇豪