激变变星简介

激变变星——天空中具有奇特观测特性的

一类物理双星摘要：激变变星也称为激变双星，二者表征的是同一个概念并且指的是同一类星。在天体物理中它同时是双星领域和变星领域里成员丰富且拥有变星类型众多的一类天体。本文将分别从激变变星的各种分类及其独特的光变特征角度来重点介绍它们的物理图景并详细讨论对它们进行长期监测和研究工作的科学意义，同时对它们表现出来的一些独特的观测现象给出现有的理论阐释。引言激变变星（CataclysmicVariables）顾名思义是一类在观测上变化奇特甚至是十分剧烈的变星。它们所有成员都是密近双星系统而不是通常的目视双星，并且按照1955年科帕尔（Kopal）对物理双星的分类，它们都属于密近双星中的半相接双星。它们的伴星是一颗充满双星系统临界等引力势面（洛希瓣）的晚型巨星或主序星甚至是矮星，而其主星是一颗由正常恒星演化到末期的白矮星。从它们的观测特征来看，它们可以成为天文爱好者的观测目标。首先它们相互绕行的轨道周期一般都很短在80分钟到10小时之间，观测者可以在很短的时间内得到它们多个完整的光变曲线，甚至可以在同一个晚上对多个目标进行监测；其次它们产生的各种观测现象时标在几秒钟到几个月的量级之间，因此也可以对它们进行多个波段的同时观测；再者，至2005年天文学家已经通过各种巡天认证了1521颗激变变星且同时剔除了219颗曾经认为是激变变星的目标（1）。由于它们分布在全天的各个天区，而单靠一个或几个国家内有限的天文学家对它们逐个进行监测是一项十分浩大和漫长的工作，因此只有联合各地的天文爱好者对它们进行长期有效的监测才能够获得有关它们的更多的观测资料并且对它们有更进一步的了解和认知；最后它们的平均星等一般在10m-21m之间，当然其中也有很亮的星在1m-8m之间，不过这些星基本上都属于新星（激变变星中的一个亚型）在爆发期间的星等到现在都已经变暗了回到10m-21m之间，因此对于它们的观测还是需要天文爱好者准备较大口径和具有很好光学质量的望远镜。从它们复杂的物理组成和变化机制来看，他们也是天体物理研究的一个热点。由于激变变星是一类半相接双星，它们两子星间具有各种物质交流和角动量转移的过程即吸积过程，因此它们是研究天体物理中吸积过程的“天然实验室”。同时由于较之其他具有吸积过程的天体如类星体（QSO）和活动星系核（AGN）等具有距离近（在几百pc左右）的优势，因此它们也是各种天体中最理想的吸积过程观测目标。本文将在第二小节阐述现在已经公认的激变变星物理图像，而在第三小节重点介绍历史上对激变变星的各种分类及其它们各自的物理特征和观测特性，最后在第四小节，本文将从激变变星的各个复杂而有趣的物理组成部分入手分别细致的剖析激变变星的各种物理特征并对它们所表现出来的一些奇特的观测现象给出现有的初浅的理论解释。激变变星的物理图像在历史上从公元前14世纪就开始记载激变变星的观测特征了，在我国古代的天象纪录中称这类星为“客星”即现代天文学中的新星。其实新星也是激变变星中的一个亚型。随着人类科学技术的发展和进步人们发现有越来越多的这类变星存在而且体现出既有不同又有相似的观测特征和物理机制，因此给出了许多不同的分类，见下一小节的分类介绍，同时也在不断的丰富对激变变星的认知水平。在1971年Warner，Nather和Smak相互独立地提出激变变星的物理模型如图1•所示，其中伴星为一颗充满洛希瓣的光谱型为G,K或M型晚型星或矮星且通过内拉格朗日点向主星白矮星转移物质和角动量，由于转移过去的物质带有伴星自转和轨道运动的角动量无法直接落到白矮星的表面而是在白矮星的周围按自己的轨道旋绕而形成一圈气状物质环。通过内外物质环之间的粘滞作用而将其物质环扩展为一个气体物质盘（吸积盘），且盘上的角动量借助着粘滞机制不断地向外传递，最终被伴星的潮汐力转移到轨道角动量上，而盘上的物质因不断损失角动量而不断向白矮星靠近直到落入白矮星表面。当然有些亚型的激变变星吸积盘并不完整甚至根本不存在而只有在白矮星两极的吸积柱或吸积帘，这些系统通常是由于主星白矮星的磁场很大（达到107高斯）使得从内拉格朗日点流入主星的物质流直接被白矮星的磁场俘获而向白矮星的两极运动并最终落入白矮星的两个极冠而形成柱状或者有些白矮星的磁场不够强使得物质流并没有被完全俘获而形成了部分的盘而盘外的物质向两极运动成帘状。对于有盘存在的系统从内拉格朗日点流入主星的物质流和主星周围的吸积盘撞击会在撞击区产生高光度和高温度区域，因而形成了被观测者观测到的亮斑。当然这个所谓的亮斑仅仅是在天文学家的物理模型中出现的东西，而在实际的观测过程中只是目标光度的一个较大幅度的涨落（即驼峰或超驼峰现象），但已有充分的观测证据证实了盘和亮斑的存在。在激变变星系统中白矮星和它的伴星光度都比较低，并且吸积盘上因有亮斑等其他未发现的亮源存在使得吸积盘成为整个系统辐射的主要来源。通过对激变变星的观测尤其是各种掩食的观测可以探究系统中的各种物理特性和吸积盘内各个不同区域的物理过程和结构。当然对它们进行光谱和视向速度的观测可以得到更加丰富的观测资料。激变变星的物理特征及其各种亚型的观测特征基本物理特征自从1609年第一架伽利略望远镜诞生起，天文学家开始凭借着仪器对激变变星进行观测。但在19世纪中叶天体物理学诞生后，当代天文学家逐渐拥有从地面到空间的全波段观测手段，他们发现了更多的激变变星，于是他们绘制出了各种激变变星星表。从1997年Downers等人发表的第一版激变变星星表开始到现在激变变星在线星表网页的开通，人们几乎找到了太阳附近的整个天区的激变变星，当然以后随着观测手段的进一步发展还会有更遥远的激变变星被发现并且还会有新的激变变星诞生也会有老的激变变星消亡，最终这些变化导致人们不断地修正现有的星表。但在这些现有的星表数据中进行初步的分布统计分析还是可行的，因此在排除选择效应的影响后可以得出这样的结论：太阳邻域内的10-6PC3区域内有CV的数密度为0.1PC-3,而整个银河系内考虑1.5*104PC为半径，300PC为柱高的区域内将有106个CV。在类似这样的轨道周期统计分析发现轨道周期在2小时到3小时之间只有很少数目的激变变星存在(几个)甚至都不能完全确认这些激变变星的轨道周期是否在上述的周期范围之内，这种统计现象称为周期空缺(2)见图2.所示。图2.周期空缺与激变变星个数分布(3)对于周期空缺的问题到目前为止都还没有给出一个准确的解释，其中一种解释是认为是由于激变变星的演化驱使激变变星从长周期向短周期演化并迅速穿过2-3小时轨道周期的状态，因此在2-3小时的轨道周期中几乎没有发现激变变星；另一种解释是激变变星的演化造成轨道周期达到2-3小时期间时不再表现激变变星的特征而变成其它类型的双星，而轨道周期在2小时以下的激变变星是从其它类型的星直接演化过来而不是从长轨道周期的激变变星演化来的。(2)而所有的这些解释都还有待于更进一步的观测资料和理论研究来证实。在这么长时间的激变变星研究过程中许多的亮星(这里的亮星是个相对的概念即星等＜16m)都已经得到了相当丰富的测光和分光及视向速度资料，并且对于这类系统中的一些共性的物理参量如子星的质量、半径、温度等也有了很好的理论计算。首先，激变变星中的主星白矮星质量一般在一个太阳质量左右当然也有少数的系统主星质量接近钱德拉塞卡质量极限1.44M，而像这样的系统就比较有趣©因为只要物质交流达到一定程度将有可能引发I型超新星爆发或者演变为中子星而成为低质量的X射线双星。白矮星的伴星质量一般分为两种，其一在周期空缺之上即轨道周期大于3小时的系统中为1M左右，而空缺之下的系统中为0.5M©左右(4)。其次，主星周围的吸积盘质量远远小于两子星的质量只有10-10M(5)，©但是它的存在却很大程度上影响了整个系统的物理机制和演化过程，因为系©统的闪变和奇特的物理特性都来源于这个吸积盘。它的温度变化从2000K到50000K,一般来说盘的外边缘温度比较低而内边缘或者说内边界层的温度较高达到几万度，当然在有亮斑存在的情况下，盘的外边缘的局部区域温度可以达到几万度甚至更高(5)。它的半径有0.14个太阳半径，而白矮星的半径一般为0.007个太阳半径，于是整个盘差不多为白矮星半径的20倍，这个比例关系相当于一个在太阳大小的白矮星上的吸积盘还不足太阳和水星间距的1/4大小，可以说这是个很小的盘不仅质量小而且尺寸也很小，因此现代最大的望远镜也无法直接看到这样的吸积盘。但是这样一个盘的存在却是毋庸置疑的，因为大量的观测资料证实了它的存在尤其是光谱观测中的H和He发射线具有明显的双峰结构和延展的线翼,当系统存在掩食过程时能看到显著的红峰和蓝峰交替消失和重现，这是盘上物质在做圆周运动的有力证据。最后,激变变星的伴星大部分是一个具有类太阳光谱型的晚型星,因此有很强的星风,而其星风速度为3000到5000公里每秒,是太阳星风速度的十倍。这也是一个很重要的质量和角动量损失机制。而每年从内拉格朗日点向主星转移物质为10-11到10-9M之间,并且从盘上落入白矮星表面的©物质和伴星转移的物质数量级差不多,这主要是根据盘的不同特性决定的。从观测得到的光变曲线上看整条曲线都具有或大或小的闪变振荡,且大部分都存在驼峰现象和准周期振荡行为。激变变星的五种亚型最早的激变变星观测只有对新星的观测,随着后来激变变星的成员越来越多就有必要根据观测特征的不同对它们进行分类,以便于分类研究和比较。它们分别是：新星,再发新星,类新星,矮新星和磁激变变星。3.2.1新星这个亚型的激变变星在爆发期间其亮度的振幅变化最大可以达到19m最小也有7m的振幅,因此当它爆发时是仅次于超新星的一个显著的天文现象,也因此是五种亚型中占据亮星等的一类激变变星,并且由于其亮度增加的时标在几十天到几百天之间而亮度下降时标在几个月到几年甚至几十年之间,故而对这类激变变星的观测具有很高的价值能够获得很好的观测资料。正是由于该亚型的激变变星具有很大的光变振幅(见图3.),因此在它爆发前几乎是很难发现的甚至有些连最大的望远镜都无法看到,所以说人们习惯上称呼它为新出现的星——新星,而不是指那些新诞生的星。一般来说,该类系统的主星是温度很高的白矮星通常也称为热矮星，而伴星为冷巨星，亚巨星或K-M型的矮星。在对新星进行光谱分析时发现其类似超巨星大气的吸收线向蓝端移动,这表明新星的爆发是发生在星体的外层区域且有气壳以很高的速度(1000Km/s)向外抛出。人们有时可以通过望远镜观测到这个正在膨胀的气壳，见图4.和图5.。

图3.武仙座1934新星，从左到右的图片依次表示的是它从爆发到衰退的整个过程，且左边和中间的两幅星图是对应同一个星场在不同时期拍摄的照片，左边的是在爆发时期拍摄的星等为3等，中间的是在爆发后两个月拍摄的星等为12等，右边的是在爆发后40年拍摄的其抛射出来的气壳物质半径达0.05光年。对于这个亚型的各种爆发解释中最让人信服的就是白矮星上的“氢闪”，即在白矮星的表面吸积来的伴星物质(一般是氢)积累到10-4M之后的吸积层的底部温度和密度达到了氢的点火点，这就产生了所谓的新星爆发现象。之后随着时间的演化，白矮星表面的光度急剧上升达到爱丁顿光度极限(lOsserg*s-i)之后吸积层的物质将会被底部核燃烧产生的强大辐射压吹起直到整个吸积层的物质密度和温度变得非常小时“氢闪”停止——爆发结束新星进入了缓慢的衰退期。通过对少数的爆发前的新星和爆发后的新星观测发现新星的爆发并没有改变该亚型的整体演化状态，而对于爆后新星的研究发现有盘的存在，因此也可以推断在爆发前的新星就有盘的存在。在新星爆发后必然增大白矮星的质量，而物质还要不断地从伴星吸积过来，因此有人据此预言所有的新星演化后期必然会经历I型超新星的爆发。最后按其爆发时的光变时标不同分为：快速光变新星(NA),缓慢光变新星(NB)和极慢光变新星(NC)这三个小的亚型。这3个亚型之间的区别主要在白矮星的质量大小上，由于较大质量的白矮星其吸积层的临界温度和密度更高而发生更为剧烈的“氢闪”。口J3.2.2再发新星从这个亚型的名字可以看出这类亚型被观测到有过两次以上的新星爆发现象，由于其分光和测光的特性都与经典的新星很相似，因此人们无法从观测资料上分辨出目标是新星还是再发新星而只能通过历史观测资料证明它有过两次以上的爆发。从该亚型的观测统计上来看其两次新星爆发的间隔为10-80年，且爆发时释放的能量和抛射出的气壳质量都略小于新星，因此这类亚型没有新星那样的爆发规模和光变振幅而只有8m-10m的变化。从主星吸积率来考虑，预测该系统具有很高的吸积率和一个较大质量的白矮星，因此吸积氢到临界爆发质量的时标较之经典的新星更短。因而人们可以预测经典的新星有可能经历下一次的爆发，也就是说新星有可能都具有再发性，只不过经典的新星由于爆发间隔时标太长以至于人类在整个文明史的进展过程中都无法观测到该类新星的再次爆发行为。按照伴星的类型不同可以将这个亚型细分为两类：其中一类的次星为巨星(NRA),另一类的次星为非巨星(NRB)。图6.左边是地面望远镜拍摄的罗盘座T再发新星，右边是哈勃空间望远镜在同一星场拍摄的照片，同样可以看出该次亚型激变变星的爆发规模很壮观且有类似新星的气壳抛射3.2.3类新星在整个激变变星的观测历史上人们从没有发现这个亚型经历过爆发状态且大部分呈现低光度态(6)甚至还有稳定的光度下降行为。由于该亚型的光学特征和新星十分相似，因此成为类新星。其实该亚型的激变变星具有很多模棱两可的分光和测光特征，如有些目标表现出来的特征既与中介偏振星相似又与矮新星相似，甚至有可能与爆后新星相似，因此这个亚型很有可能就仅仅是激变变星中的一个演化阶段。然而即使是这样该亚型仍然还有很多独特的特征：有很多星有两个以上的周期信号，而其中有的周期信号表征的是主星的自转周期；有的信号表征的是系统中不止一个亮斑的多个驼峰周期；甚至在考虑到吸积盘所在的平面相对于轨道平面有翘曲的情况，有的周期信号反映出盘上的物质具有相对主星的逆向运动，这就如同太阳系中的内行星在地球上监测时所发现的逆行运动。对于该亚型的认证主要依据其分光光谱特征来操作，如较弱的He吸收线等等。有些理论认为该亚型的有些目标在主星的吸积率大于临界吸积率时该亚型的低光度态将有可能转换成爆发态，同时该目标从类新星亚型转换成矮新星亚型(7)。从分光特征上还可以将该亚型细分为：UXGem型和VYScl型，而这两种次亚型均是利用该类型中的典型系统UXGem和VYScl来命名。其中VYScl次亚型具有相当稳定的盘且轨道周期一般都在周期空缺之上且大部分处于3小时到4小时之间，因此该次亚型是处于激变变星演化边缘的状态，对于这类亚型的监测具有很重要的意义。通过对这个亚型的长期研究有可能给出激变变星演化理论的强有力证据。而现在天文界对于激变变星亚型类新星还有另外一种分类：SWSex型和VYScl型。前者大部分都是具有交食的系统。3.2.4矮新星矮新星亚型是五个激变变星亚型中数量最多的一个亚型，因此天文学家对该亚型的研究也比其它亚型更加深入。它们爆发的突然性和迅速性与经典的新星有很大的相似性，但爆发的规模和持续的时间都远远小于经典的新星，于是天文学家称呼它们为矮新星亚型。它们的爆发光变振幅在2m到8m之间而爆发间隔很稳定一般有几个星期或几个月。它们的爆发持续时标从几天到几个星期不等，并且从长期监测中发现它们在爆发时期的可见光波段峰值几乎保持常数，由此可以知道该亚型的激变变星爆发是既频繁又稳定而且现象比较显著，这些特征表明了该亚型是一类有趣的监测对象。矮新星的爆发也伴随有质量损失的存在，但是其规模就没有新星和再发新星爆发时抛射的气壳那样大，而是通过强烈的星风形式来损失质量。根据各种不同的爆发形式该亚型可以细分为五种次亚型：UGem型（UG）,ZCam型（UGZ）,SSCyg型（UGSS）,SUUma型（UGSU）和WZSge型（UGWZ）。研究表明该亚型的吸积率对爆发状态和爆发间隔的影响很小，甚至在伴星的质量转移率变为零的状态下系统的爆发状态依然不会受到影响。对它们进行轨道周期统计分析发现它们的轨道周期在88分钟到10小时之间均有分布，因此该亚型所处的演化状态令天文学家十分感兴趣。通过IUE卫星的观测发现矮新星具有紫外光延迟现象，即在地面的光学望远镜发现了一颗矮新星开始爆发的同时空间的紫外望远镜却检测不到该目标的紫外光流量的爆发现象，而需要等待12小时左右的延迟时间后才观测到该目标的爆发现象。但是这种现象的出现至今还没有给出足够令人信服的解释。UGem型的矮新星一般没有大振幅的光变爆发现象且每次爆发的强度相当。它们的轨道周期大部分处于3.9小时以上并且在观测上具有很显著的驼峰。SUUma型的矮新星具有规则的爆发，并且有趣的是该次亚型的爆发分为长周期爆发（光变振幅大）和短周期爆发（光变振幅小），而长周期爆发的光变振幅在2m-8m且爆发间隔时标在60天左右，但短周期爆发的光变振幅在1m-2m且爆发间隔时标没有很好的规律性。从各种观测资料来看，长周期爆发释放能量是短周期爆发的8倍以上。ZCam型矮新星（7）爆发相当频繁不过偶尔会在某次的爆发后的衰退期出现亮度停滞现象，对于这类现象目前有一个黑子理论模型解释的很好。该模型认为双星系统洛希瓣的内拉格朗日点附近的伴星表面上黑子数目的多少将会改变系统的质量转移率，因为较多的黑子在该区域出现将会阻碍伴星的物质转移并最终会影响系统的爆发产生即出现亮度停滞现象，并且整个系统体现除非周期的光变现象。WZSge型矮新星则需要有几年的间隔才会有大振幅的光变爆发现象。目前理论（11）认为矮新星的爆发都是发生在吸积盘上，并且由于吸积盘上的亮斑演化导致盘上的高密度物质被点亮而形成了一个亮环，相反盘上的其它区域的亮度还没有太大的变化，这就产生了矮新星爆发的一个重要的导火索——将原先盘上的冷却激波转变为了热激波。而这条热激波从诞生起就开始迅速的同时向盘外区和盘内区传播并将整个盘内的物质不断加热直到爆发或者出现SUUma型的长周期爆发，之后向外传播的热激波在未到达盘的外边缘时就被反射回来并转变为向内传播的冷却激波这时就有可能出现SUUma型的短周期爆发现象，最后这条冷却激波将整个盘的温度恢复到爆发前的宁静态等待下一次的亮斑出现。整个过程见图7.所示。因此在矮新星的爆发期间吸积盘的内部结构必然会发生显著的变化：如内区表现为光学厚并且不具有像恒星大气那样的垂向温度梯度，相反在外区表现为光学薄。天文学家还从该亚型的爆发所处的不同区域和特性将矮新星分为A型和B型(2)。其实两者都属于吸积盘上的爆发而不同点在于前者是从盘的外边缘向内边缘爆发而后者是从内边缘向外边缘爆发。A型爆发机制解释的最好的是UGem型矮新星，因为这类星的爆发形状和爆发间隔都有近严格的周期，而B型爆发机制解释的最好的是SSCyg,因为它们具有长周期爆发和短周期爆发交替的特征。理论上认为它们的质量转移率决定了两种类型之间的转换。图7.在这三组图中灰色区域表征的是吸积盘上温度较高的区域。最上面一组图表示的是激波的形成，从#1到#5可以看出，在主星吸积盘上最初的两个亮斑，因白矮星的自旋运动而产生的扭矩和盘内物质粘滞扭矩共同作用逐渐演化成两条激波旋臂；中间一组图和最下面一组图表示的是矮新星从宁静态到爆发态和从爆发态到宁静态的运动过程,其中从h到c可以看出从宁静态到爆发态吸积盘从冷盘转换成热盘，而相反从d到g可以看出从爆发态到宁静态吸积盘又从热盘转化为冷盘。(9)(13)3.2.5磁激变变星上面各节所讨论的所有激变变星亚型都是属于无磁激变变星，即白矮星的磁场强度远远低于能监测到的强度或者说它们的磁场对整个系统的物理特征没有引起任何可观测的效应，而本小节将要介绍的是白矮星磁场强度都比较大(一般在106高斯到108高斯之间)以至于对整个系统的各种物理过程都造成了显著的影响，因此人们称呼这类亚型的激变变星为磁激变变星。该类激变变星的光信号都带有一定的偏振信息，尤其是在光学和近光学波段具有较强的线偏振辐射和圆偏振辐射。对于磁激变变星这个亚型因其强磁场的存在而具有的最典型的特征便是主星周围并没有吸积盘存在或者只有一个破碎的部分吸积盘，且它们的光度和光谱特征有些具有周期性的变化而有些则体现完全无规则的变化。尽管不同的磁激变变星的吸积柱几何都不一同，但一般说来只需要考虑在白矮星两极表面上方的几十公里高度内的吸积柱。然而考虑到白矮星的磁轴有可能并未穿过白矮星的中心而导致白矮星的南北两极磁场强度不同，这样对于磁激变变星来说是一个很复杂的物理机制——南北两极的吸积柱或吸积帘的物理特性和几何构型都可能不对称（2），将大大降低了观测者接收到的信号中信噪比。根据磁场强度的强弱和子星自转与轨道转动是否同步将该亚型细分为：AMHer次亚型和DQHer次亚型两种。前者因为白矮星具有更强的磁场（磁场强度大于107高斯）而使得两子星之间的相互作用很强致使轨道和子星自旋同步并且只有吸积柱而没有吸积盘，而后者的磁场强度比前者弱一到两个数量级，因此无法使轨道和子星的自旋同步并且能使部分的盘存在。由于该次型的激变变星具有较强的磁场而导致轨道运动和子星的自旋运动都更快，因此从伴星转移来的物质流带有强大的角动量而使白矮星的自旋随着演化而不断加速最终导致轨道运动周期大于子星的自旋运动周期。至今为止已经发现并确认为属于AMHer型的高偏振星有87颗，而统计分析表明该次亚型的轨道周期一般都短于4个小时而且大部分处于周期空缺2小时以下。它们具有不规则的长期光变且光度的变化还受到轨道周期的调制影响，并且通过分光分析发现它们两个极区的表面温度都大于108K,因此吸积所产生的大部分吸积能都被转化成热量被白矮星的表面吸收后辐射软X射线或远紫外的黑体状谱线，它们是所有激变变星中最强的软X射线源。而AMHer型的激变变星辐射流量主要是以回旋辐射机制为主导，因此能够在轨道运动的某个相位上得到线偏振辐射信号，并且由于强磁场的存在而使接收到的信号具有较高偏振度（在10%到35%之间）。在AAVSO对AMHer进行了20年的监测过程中发现其高光度态和低光度态在交替发生并且长周期爆发现象和短周期爆发现象也交替出现，这是由于该类型激变变星的白矮星周围已经不存在任何吸积盘这样一个很好的质量缓存区了，因此它们的爆发现象强烈的依赖于伴星的质量转移率。而在高倾角的AMHer型磁激变变星中研究该次亚型所独有的吸积柱的掩食也是一个很有趣的事情，从观测资料上看吸积柱的掩食造成系统的亮度变化更加锐利。到目前为止已经确认有40颗左右的中介偏振星（DQHer次亚型），当然这其中还有很多没有最终确认属于这个次亚型的激变变星。它们的轨道周期大部分都高于周期空缺3小时，甚至最长的可能达到两天的时间，相反低于周期空缺的中介偏振星极其罕见。目前只发现了五颗这样的短周期星，其中EXHya和SWUma的激变变星类型还不能完全确定而能够确定是DQHer型的就只有DWCnc这一颗，但是在这五颗短轨道周期的中介偏振星中最让人震惊的是这一颗星V407Vul。它是所有已知轨道周期的激变变变星中轨道周期最短的一颗，它最初是于1996年的ROSAT巡天发现的，之后又多次被观测到最终在2004年被钱德拉塞卡X射线卫星观测后确定了它的周期为9.5分钟。而其它中介偏振星的轨道周期一般都比较长并且同时伴有X射线的振荡（时标为33秒-67分钟）。4激变变星中各组成部分激变变星是一个复杂的天体系统，它有很多奇特的物理结构单位和独特的物理过程，并且涉及的变星类型有如此之多以至于对双星演化链的研究有着不可忽视的价值。正因为这些独特性使得激变变星领域成为了现代天体物理研究的一个热点，为许多其它领域的研究如：吸积盘的动力学特征、磁星风引起的质量和角动量转移、引力波辐射的探测、褐矮星的物理特征和致密双星系统的形成等提供了很重要的机会。下面将激变变星系统的各个物理结构单元进行分别介绍。4.1白矮星和吸积盘白矮星的质量在不同亚型中都有不同的分布不过一般说来质量接近1M,有©效温度在30，000K左右且一般为碳氧成分的白矮星很少是氦白矮星。它在激变变星系统中因吸积而产生较高的光度且表面有一定的大气结构具有光学厚，巴尔末跳变和巴尔末吸收线特征。它是由伴星的表面物质组成主要成分为氢和极少量的氦，而对于盘的几何结构人们无法从观测上直接获得而只能从理论计算和其它间接的方法去估测。因此，目前天文学家给出了许多盘的模型其中就数Shakura和Sunyaev在1973年提出的粘滞薄盘模型最为经典，当然还有厚盘模型，ADAF模型等其它吸积盘模型。但是对于激变变星来说经典的薄盘模型并不完全适用，这是因为伴星转移的物质流的撞击打破了盘的垂向流体静力学平衡而形成一种锥形盘——几何上外厚内薄（见图4.），并且盘的垂向和角向结构都无法准确得到（5）。由于盘的内部运动造成其发射线常表现出不可确定的相移，于是应用分光测量无法给出准确且真实的白矮星轨道运动。由于盘内区温度比较高故而产生的辐射几乎都是短波，又因为内区的气体物质是光学薄，因此来自内区的辐射几乎都是发射线，相反长波段辐射几乎都是来自于盘的外边缘光学厚区域，因此得到的几乎都是吸收线和吸收带且随着盘半径的增加其数目也在增加。倘若对盘的假设与上述的相反，认为吸积盘外区物质密度低而内区密度高则盘内区也将有可能出现亮斑，这同样可以解释一些目标在掩食过程中食曲线产生严重畸变的情况。96年Smak推测盘在爆发态时呈扩张趋势,而相反在宁静态时呈收缩趋势，于是在爆发态时盘会受到更大的伴星潮汐作用，而这种效应在轨道倾角较小的交食系统中表现为食外的不规则光变（如EMCyg这颗星）。图8.左边是白矮星右边的是伴星，而在白矮星周围的物质是锥形吸积盘几何上内薄外厚（6）激变变星中的伴星，吸积流和亮斑伴星的质量普遍小于一个太阳质量并且对于轨道周期较长（7小时到8小时之间）的激变变星来说大部分是晚型（光谱型为K或M型）矮星其光度主要集中在红外波段并且自旋较快（速度估计有100公里每秒）具有大气公共包层,它们的质量损失率在10-8到10-10太阳质量每年。从良好的质量-半径关系中可以得出伴星大部分应是出于主序阶段的矮星，尤其是对于轨道周期处于3小时到5小时范围的系而言这个结论更准确；但相反对于轨道周期大于8小时的系统其伴星开始离开主序，而对于轨道周期小于100分钟的系统其伴星极有可能是偏离主序而进入褐矮星序列的候选者。在新星的爆发期间可以观测到伴星，因为此时的反射效应很大致使伴星变亮。在长轨道周期的激变变星中伴星的流量占总流量一半左右，相反在短轨道周期的激变变星中白矮星为流量主导，这是由于长轨道周期系统的辐射集中在长波段而短轨道周期系统的辐射集中在短波段。因此，激变变星中的红外波段不规则光变很有可能是来自于伴星的红外光变成分：其受白矮星的潮汐力和轨道离心力的影响扭曲成椭球状（在OYCar上可见），造成视线方向伴星的光面在周期性变化即双星系统中普遍的椭球效应。来自于伴星的物质流（见图9.）主要成分是恒星大气，但如果伴星处于深度对流的演化阶段则还会有一些恒星内部的物质，理论上气流是半电离气体其有效温度约为5000K，速度约为12公里每秒是超音速运动。当气流从内拉格朗日点流入主星的洛希瓣后密度将以10-4因子下降，从30克每平方厘米减少到10-8克每立方厘米。气流运动到0.07位相时因带有强大角动量的环而无法进入白矮星，仅在外围作圆周运动，当到0.09位相时，气流在白矮星外围运动形成一个厚密度的环状（密度达50克每立方厘米）；与此同时伴星仍然还在向主星转移物质，于是新的气流与厚密度环相互作用形成亮斑（此时的亮斑温度达20000K与白矮星的有效温度相当因此成为系统的一个亮源）（8）,之后就有可能按照3.2.4小节介绍的爆发机制使整个系统发生爆发，或者不再有任何动力学上的变化只是随着轨道运动，但亮斑自身也会演化并产生光变和连续辐射，这就是所谓的闪变和驼峰现象。在气流的整个运动过程中会产生S形波效应，导致气流的辐射谱线从蓝端到红端交替变化——即产生了强大的多普勒相移。由于气流的辐射主要是连续谱且强度很大，于是一般来说都会将伴星的谱线淹没。（10）图9.这是艺术家的假想图。盘上有明显的气流轨迹亮线且在盘的外边缘有个明亮的亮斑，

同时伴星表面还有大量的黑子活动。Whitehurst建立的模型认为：超驼峰的出现是由于潮汐热不稳定性加上进动怪盘共同作用的效应，即伴星对吸积盘的潮汐作用使盘被拉长成椭圆面状，于是在靠近和远离伴星的盘缘（盘缘曲率最大的区域）将有很大的几率被吸积流撞击并形成驼峰。亮斑的存在会改变整个吸积盘的光度、亮度分布，甚至改变盘的物理对称结构，于是产生图4.的锥形柱盘，并且在盘内形成激波。潮汐不稳定加上热不稳定的模型预测超驼峰将出现在长周期爆发的极值前的相位，然而观测得到的超驼峰滞后于极值相位。这需要获得更好的观测资料进行深入的研究和探讨。4.3高轨道倾角的激变变星交食对于激变变星这类有着强烈光变的双星系统，寻找和研究同时带有交食光变的目标就可以得到更加丰富的信息并且由于人类有着丰富的交食观测经验和强有力的获取信息能力，因此凭借着这样一个独特且有效的获取信息手段，人们可以得到利用别的观测手段无法获得的重要而有价值的信息。在双星研究领域利用交食观测手段已经有好几百年的历史并且已经取得了大量显著的成果，至今为止该观测手段在经历不断改进后仍然是研究双星领域中一个不可或缺的观测手段。对于激变变星而言因其主星带有一个吸积盘或吸积柱，因此伴星掩盘或柱的交食过程比其他类型的双星系统的掩食过程更加有趣(见图5.和图6.)，而再叠加上激变变星本身所具有的闪变和爆发现象将会使这类天体系统的掩食过程更有价值。因为对食激变变星的观测和分析研究可以获得更多吸积盘或吸积柱的几何结构和两子星的质量和半径。通过对大量激变变星的交食过程进行分析发现掩食系统中盘的光度更为主要，因为其光变曲线的形状主要是由盘面的亮度分布决定，如亮斑出现在盘的位置等等。当运用不同的滤光片对食激变变星进行观测时发现它们具有一个共同的特征：从长波端光变曲线到短波端光变曲线，激变变星的食形状从浅到深，食时标从长到短，这现象是由于长波端辐射主要是来源于伴星和吸积盘的外边缘，而短波端辐射是在盘的内区和白矮星表面(15)。现在运用CCD来代替底片获取天体信息，将原初的模拟信号转化为便于电子设备如电子计算机处理的数值信号，这样大大的提高了观测资料的精度和数量，并且使得天文学家对食激变变星的极小时刻的计算精度也大大提高了。因此人们可以获得更准确的有关激变变星的资料，这对于揭开它们神秘的面纱有很重要的意义。由测光得到的极小时刻可以精确到万分位，因此人们可以获得极为精确地轨道运动周期和可能存在的驼峰周期。这些周期信号对于研究激变变星具有相当重要的价值，因为它是一个能够通过观测直接获得的量而不依赖于任何激变变星模型，所以它是天文学家对于研究激变变星的演化链，光度变化和爆发特性的关键参量。如目前的激变变星演化理论预言质量转移率大的系统有长的轨道周期，且周期长的系统盘的几何尺寸也比较大，粘滞时标也比较长；目前激变变星的演化理论认为轨道角动量的变化对于激变变星的演化过程是一个很重要的刺激因素,因为该变化能够促使激变变星不断向轨道周期越来越短的状态演化。而激变变星系统的角动量本身就不守恒，其损失机制有：引力波辐射(在轨道周期小于2小时的系统中)，磁轫致冷却即磁星风机制(在轨道周期大于3小时的系统中)和最近提出的吸积盘的星周物质带走角动量机制等等。(2)如果将某个目标观测得到的所有极小时刻数据结合起来，就可以对该目标进行长期的轨道周期变化分析并得到重要的光时轨道效应曲线进而获得对整个系统更详细的信息，如两子星之间的物质和角动量交流过程，两子星之间的磁场和引力场的相互作用信息，甚至可能发现系统中存在第三天体的信息等等。当然现在还有一种新的处理交食过程的手段——食图像处理方法(EMM),该方法可以重新构建出吸积盘的物理图像对于研究激变变星的物理和几何结构也有很大的帮助。(5)通过对轨道倾角大于60。的矮新星监测发现几乎都存在有食的现象。(2)如UGem的光变曲线表明它是一个偏食系统(只有吸积盘被部分掩食)，它的轨道倾角在65。左右。通过比较它在爆发态和宁静态的食深时发现前者具有更深的食而且在交食期间系统表现出来的闪变现象消失了。这表明了UGem在爆发期间吸积盘

的外边缘是整个系统亮度的主导并且在盘的外区应有一个带