激變變星簡介

激變變星——天空中具有奇特觀測特性的

一類物理雙星摘要：激變變星也稱為激變雙星，二者表征的是同一個概念并且指的是同一類星。在天體物理中它同時是雙星領域和變星領域里成員豐富且擁有變星類型眾多的一類天體。本文將分別從激變變星的各種分類及其獨特的光變特征角度來重點介紹它們的物理圖景并詳細討論對它們進行長期監(jiān)測和研究工作的科學意義，同時對它們表現(xiàn)出來的一些獨特的觀測現(xiàn)象給出現(xiàn)有的理論闡釋。引言激變變星（CataclysmicVariables）顧名思義是一類在觀測上變化奇特甚至是十分劇烈的變星。它們所有成員都是密近雙星系統(tǒng)而不是通常的目視雙星，并且按照1955年科帕爾（Kopal）對物理雙星的分類，它們都屬于密近雙星中的半相接雙星。它們的伴星是一顆充滿雙星系統(tǒng)臨界等引力勢面（洛希瓣）的晚型巨星或主序星甚至是矮星，而其主星是一顆由正常恒星演化到末期的白矮星。從它們的觀測特征來看，它們可以成為天文愛好者的觀測目標。首先它們相互繞行的軌道周期一般都很短在80分鐘到10小時之間，觀測者可以在很短的時間內(nèi)得到它們多個完整的光變曲線，甚至可以在同一個晚上對多個目標進行監(jiān)測；其次它們產(chǎn)生的各種觀測現(xiàn)象時標在幾秒鐘到幾個月的量級之間，因此也可以對它們進行多個波段的同時觀測；再者，至2005年天文學家已經(jīng)通過各種巡天認證了1521顆激變變星且同時剔除了219顆曾經(jīng)認為是激變變星的目標（1）。由于它們分布在全天的各個天區(qū)，而單靠一個或幾個國家內(nèi)有限的天文學家對它們逐個進行監(jiān)測是一項十分浩大和漫長的工作，因此只有聯(lián)合各地的天文愛好者對它們進行長期有效的監(jiān)測才能夠獲得有關(guān)它們的更多的觀測資料并且對它們有更進一步的了解和認知；最后它們的平均星等一般在10m-21m之間，當然其中也有很亮的星在1m-8m之間，不過這些星基本上都屬于新星（激變變星中的一個亞型）在爆發(fā)期間的星等到現(xiàn)在都已經(jīng)變暗了回到10m-21m之間，因此對于它們的觀測還是需要天文愛好者準備較大口徑和具有很好光學質(zhì)量的望遠鏡。從它們復雜的物理組成和變化機制來看，他們也是天體物理研究的一個熱點。由于激變變星是一類半相接雙星，它們兩子星間具有各種物質(zhì)交流和角動量轉(zhuǎn)移的過程即吸積過程，因此它們是研究天體物理中吸積過程的“天然實驗室”。同時由于較之其他具有吸積過程的天體如類星體（QSO）和活動星系核（AGN）等具有距離近（在幾百pc左右）的優(yōu)勢，因此它們也是各種天體中最理想的吸積過程觀測目標。本文將在第二小節(jié)闡述現(xiàn)在已經(jīng)公認的激變變星物理圖像，而在第三小節(jié)重點介紹歷史上對激變變星的各種分類及其它們各自的物理特征和觀測特性，最后在第四小節(jié)，本文將從激變變星的各個復雜而有趣的物理組成部分入手分別細致的剖析激變變星的各種物理特征并對它們所表現(xiàn)出來的一些奇特的觀測現(xiàn)象給出現(xiàn)有的初淺的理論解釋。激變變星的物理圖像在歷史上從公元前14世紀就開始記載激變變星的觀測特征了，在我國古代的天象紀錄中稱這類星為“客星”即現(xiàn)代天文學中的新星。其實新星也是激變變星中的一個亞型。隨著人類科學技術(shù)的發(fā)展和進步人們發(fā)現(xiàn)有越來越多的這類變星存在而且體現(xiàn)出既有不同又有相似的觀測特征和物理機制，因此給出了許多不同的分類，見下一小節(jié)的分類介紹，同時也在不斷的豐富對激變變星的認知水平。在1971年Warner，Nather和Smak相互獨立地提出激變變星的物理模型如圖1?所示，其中伴星為一顆充滿洛希瓣的光譜型為G,K或M型晚型星或矮星且通過內(nèi)拉格朗日點向主星白矮星轉(zhuǎn)移物質(zhì)和角動量，由于轉(zhuǎn)移過去的物質(zhì)帶有伴星自轉(zhuǎn)和軌道運動的角動量無法直接落到白矮星的表面而是在白矮星的周圍按自己的軌道旋繞而形成一圈氣狀物質(zhì)環(huán)。通過內(nèi)外物質(zhì)環(huán)之間的粘滯作用而將其物質(zhì)環(huán)擴展為一個氣體物質(zhì)盤（吸積盤），且盤上的角動量借助著粘滯機制不斷地向外傳遞，最終被伴星的潮汐力轉(zhuǎn)移到軌道角動量上，而盤上的物質(zhì)因不斷損失角動量而不斷向白矮星靠近直到落入白矮星表面。當然有些亞型的激變變星吸積盤并不完整甚至根本不存在而只有在白矮星兩極的吸積柱或吸積簾，這些系統(tǒng)通常是由于主星白矮星的磁場很大（達到107高斯）使得從內(nèi)拉格朗日點流入主星的物質(zhì)流直接被白矮星的磁場俘獲而向白矮星的兩極運動并最終落入白矮星的兩個極冠而形成柱狀或者有些白矮星的磁場不夠強使得物質(zhì)流并沒有被完全俘獲而形成了部分的盤而盤外的物質(zhì)向兩極運動成簾狀。對于有盤存在的系統(tǒng)從內(nèi)拉格朗日點流入主星的物質(zhì)流和主星周圍的吸積盤撞擊會在撞擊區(qū)產(chǎn)生高光度和高溫度區(qū)域，因而形成了被觀測者觀測到的亮斑。當然這個所謂的亮斑僅僅是在天文學家的物理模型中出現(xiàn)的東西，而在實際的觀測過程中只是目標光度的一個較大幅度的漲落（即駝峰或超駝峰現(xiàn)象），但已有充分的觀測證據(jù)證實了盤和亮斑的存在。在激變變星系統(tǒng)中白矮星和它的伴星光度都比較低，并且吸積盤上因有亮斑等其他未發(fā)現(xiàn)的亮源存在使得吸積盤成為整個系統(tǒng)輻射的主要來源。通過對激變變星的觀測尤其是各種掩食的觀測可以探究系統(tǒng)中的各種物理特性和吸積盤內(nèi)各個不同區(qū)域的物理過程和結(jié)構(gòu)。當然對它們進行光譜和視向速度的觀測可以得到更加豐富的觀測資料。激變變星的物理特征及其各種亞型的觀測特征基本物理特征自從1609年第一架伽利略望遠鏡誕生起，天文學家開始憑借著儀器對激變變星進行觀測。但在19世紀中葉天體物理學誕生后，當代天文學家逐漸擁有從地面到空間的全波段觀測手段，他們發(fā)現(xiàn)了更多的激變變星，于是他們繪制出了各種激變變星星表。從1997年Downers等人發(fā)表的第一版激變變星星表開始到現(xiàn)在激變變星在線星表網(wǎng)頁的開通，人們幾乎找到了太陽附近的整個天區(qū)的激變變星，當然以后隨著觀測手段的進一步發(fā)展還會有更遙遠的激變變星被發(fā)現(xiàn)并且還會有新的激變變星誕生也會有老的激變變星消亡，最終這些變化導致人們不斷地修正現(xiàn)有的星表。但在這些現(xiàn)有的星表數(shù)據(jù)中進行初步的分布統(tǒng)計分析還是可行的，因此在排除選擇效應的影響后可以得出這樣的結(jié)論：太陽鄰域內(nèi)的10-6PC3區(qū)域內(nèi)有CV的數(shù)密度為0.1PC-3,而整個銀河系內(nèi)考慮1.5*104PC為半徑，300PC為柱高的區(qū)域內(nèi)將有106個CV。在類似這樣的軌道周期統(tǒng)計分析發(fā)現(xiàn)軌道周期在2小時到3小時之間只有很少數(shù)目的激變變星存在(幾個)甚至都不能完全確認這些激變變星的軌道周期是否在上述的周期范圍之內(nèi)，這種統(tǒng)計現(xiàn)象稱為周期空缺(2)見圖2.所示。圖2.周期空缺與激變變星個數(shù)分布(3)對于周期空缺的問題到目前為止都還沒有給出一個準確的解釋，其中一種解釋是認為是由于激變變星的演化驅(qū)使激變變星從長周期向短周期演化并迅速穿過2-3小時軌道周期的狀態(tài)，因此在2-3小時的軌道周期中幾乎沒有發(fā)現(xiàn)激變變星；另一種解釋是激變變星的演化造成軌道周期達到2-3小時期間時不再表現(xiàn)激變變星的特征而變成其它類型的雙星，而軌道周期在2小時以下的激變變星是從其它類型的星直接演化過來而不是從長軌道周期的激變變星演化來的。(2)而所有的這些解釋都還有待于更進一步的觀測資料和理論研究來證實。在這么長時間的激變變星研究過程中許多的亮星(這里的亮星是個相對的概念即星等＜16m)都已經(jīng)得到了相當豐富的測光和分光及視向速度資料，并且對于這類系統(tǒng)中的一些共性的物理參量如子星的質(zhì)量、半徑、溫度等也有了很好的理論計算。首先，激變變星中的主星白矮星質(zhì)量一般在一個太陽質(zhì)量左右當然也有少數(shù)的系統(tǒng)主星質(zhì)量接近錢德拉塞卡質(zhì)量極限1.44M，而像這樣的系統(tǒng)就比較有趣?因為只要物質(zhì)交流達到一定程度將有可能引發(fā)I型超新星爆發(fā)或者演變?yōu)橹凶有嵌蔀榈唾|(zhì)量的X射線雙星。白矮星的伴星質(zhì)量一般分為兩種，其一在周期空缺之上即軌道周期大于3小時的系統(tǒng)中為1M左右，而空缺之下的系統(tǒng)中為0.5M?左右(4)。其次，主星周圍的吸積盤質(zhì)量遠遠小于兩子星的質(zhì)量只有10-10M(5)，?但是它的存在卻很大程度上影響了整個系統(tǒng)的物理機制和演化過程，因為系?統(tǒng)的閃變和奇特的物理特性都來源于這個吸積盤。它的溫度變化從2000K到50000K,一般來說盤的外邊緣溫度比較低而內(nèi)邊緣或者說內(nèi)邊界層的溫度較高達到幾萬度，當然在有亮斑存在的情況下，盤的外邊緣的局部區(qū)域溫度可以達到幾萬度甚至更高(5)。它的半徑有0.14個太陽半徑，而白矮星的半徑一般為0.007個太陽半徑，于是整個盤差不多為白矮星半徑的20倍，這個比例關(guān)系相當于一個在太陽大小的白矮星上的吸積盤還不足太陽和水星間距的1/4大小，可以說這是個很小的盤不僅質(zhì)量小而且尺寸也很小，因此現(xiàn)代最大的望遠鏡也無法直接看到這樣的吸積盤。但是這樣一個盤的存在卻是毋庸置疑的，因為大量的觀測資料證實了它的存在尤其是光譜觀測中的H和He發(fā)射線具有明顯的雙峰結(jié)構(gòu)和延展的線翼,當系統(tǒng)存在掩食過程時能看到顯著的紅峰和藍峰交替消失和重現(xiàn)，這是盤上物質(zhì)在做圓周運動的有力證據(jù)。最后,激變變星的伴星大部分是一個具有類太陽光譜型的晚型星,因此有很強的星風,而其星風速度為3000到5000公里每秒,是太陽星風速度的十倍。這也是一個很重要的質(zhì)量和角動量損失機制。而每年從內(nèi)拉格朗日點向主星轉(zhuǎn)移物質(zhì)為10-11到10-9M之間,并且從盤上落入白矮星表面的?物質(zhì)和伴星轉(zhuǎn)移的物質(zhì)數(shù)量級差不多,這主要是根據(jù)盤的不同特性決定的。從觀測得到的光變曲線上看整條曲線都具有或大或小的閃變振蕩,且大部分都存在駝峰現(xiàn)象和準周期振蕩行為。激變變星的五種亞型最早的激變變星觀測只有對新星的觀測,隨著后來激變變星的成員越來越多就有必要根據(jù)觀測特征的不同對它們進行分類,以便于分類研究和比較。它們分別是：新星,再發(fā)新星,類新星,矮新星和磁激變變星。3.2.1新星這個亞型的激變變星在爆發(fā)期間其亮度的振幅變化最大可以達到19m最小也有7m的振幅,因此當它爆發(fā)時是僅次于超新星的一個顯著的天文現(xiàn)象,也因此是五種亞型中占據(jù)亮星等的一類激變變星,并且由于其亮度增加的時標在幾十天到幾百天之間而亮度下降時標在幾個月到幾年甚至幾十年之間,故而對這類激變變星的觀測具有很高的價值能夠獲得很好的觀測資料。正是由于該亞型的激變變星具有很大的光變振幅(見圖3.),因此在它爆發(fā)前幾乎是很難發(fā)現(xiàn)的甚至有些連最大的望遠鏡都無法看到,所以說人們習慣上稱呼它為新出現(xiàn)的星——新星,而不是指那些新誕生的星。一般來說,該類系統(tǒng)的主星是溫度很高的白矮星通常也稱為熱矮星，而伴星為冷巨星，亞巨星或K-M型的矮星。在對新星進行光譜分析時發(fā)現(xiàn)其類似超巨星大氣的吸收線向藍端移動,這表明新星的爆發(fā)是發(fā)生在星體的外層區(qū)域且有氣殼以很高的速度(1000Km/s)向外拋出。人們有時可以通過望遠鏡觀測到這個正在膨脹的氣殼，見圖4.和圖5.。

圖3.武仙座1934新星，從左到右的圖片依次表示的是它從爆發(fā)到衰退的整個過程，且左邊和中間的兩幅星圖是對應同一個星場在不同時期拍攝的照片，左邊的是在爆發(fā)時期拍攝的星等為3等，中間的是在爆發(fā)后兩個月拍攝的星等為12等，右邊的是在爆發(fā)后40年拍攝的其拋射出來的氣殼物質(zhì)半徑達0.05光年。對于這個亞型的各種爆發(fā)解釋中最讓人信服的就是白矮星上的“氫閃”，即在白矮星的表面吸積來的伴星物質(zhì)(一般是氫)積累到10-4M之后的吸積層的底部溫度和密度達到了氫的點火點，這就產(chǎn)生了所謂的新星爆發(fā)現(xiàn)象。之后隨著時間的演化，白矮星表面的光度急劇上升達到愛丁頓光度極限(lOsserg*s-i)之后吸積層的物質(zhì)將會被底部核燃燒產(chǎn)生的強大輻射壓吹起直到整個吸積層的物質(zhì)密度和溫度變得非常小時“氫閃”停止——爆發(fā)結(jié)束新星進入了緩慢的衰退期。通過對少數(shù)的爆發(fā)前的新星和爆發(fā)后的新星觀測發(fā)現(xiàn)新星的爆發(fā)并沒有改變該亞型的整體演化狀態(tài)，而對于爆后新星的研究發(fā)現(xiàn)有盤的存在，因此也可以推斷在爆發(fā)前的新星就有盤的存在。在新星爆發(fā)后必然增大白矮星的質(zhì)量，而物質(zhì)還要不斷地從伴星吸積過來，因此有人據(jù)此預言所有的新星演化后期必然會經(jīng)歷I型超新星的爆發(fā)。最后按其爆發(fā)時的光變時標不同分為：快速光變新星(NA),緩慢光變新星(NB)和極慢光變新星(NC)這三個小的亞型。這3個亞型之間的區(qū)別主要在白矮星的質(zhì)量大小上，由于較大質(zhì)量的白矮星其吸積層的臨界溫度和密度更高而發(fā)生更為劇烈的“氫閃”。口J3.2.2再發(fā)新星從這個亞型的名字可以看出這類亞型被觀測到有過兩次以上的新星爆發(fā)現(xiàn)象，由于其分光和測光的特性都與經(jīng)典的新星很相似，因此人們無法從觀測資料上分辨出目標是新星還是再發(fā)新星而只能通過歷史觀測資料證明它有過兩次以上的爆發(fā)。從該亞型的觀測統(tǒng)計上來看其兩次新星爆發(fā)的間隔為10-80年，且爆發(fā)時釋放的能量和拋射出的氣殼質(zhì)量都略小于新星，因此這類亞型沒有新星那樣的爆發(fā)規(guī)模和光變振幅而只有8m-10m的變化。從主星吸積率來考慮，預測該系統(tǒng)具有很高的吸積率和一個較大質(zhì)量的白矮星，因此吸積氫到臨界爆發(fā)質(zhì)量的時標較之經(jīng)典的新星更短。因而人們可以預測經(jīng)典的新星有可能經(jīng)歷下一次的爆發(fā)，也就是說新星有可能都具有再發(fā)性，只不過經(jīng)典的新星由于爆發(fā)間隔時標太長以至于人類在整個文明史的進展過程中都無法觀測到該類新星的再次爆發(fā)行為。按照伴星的類型不同可以將這個亞型細分為兩類：其中一類的次星為巨星(NRA),另一類的次星為非巨星(NRB)。圖6.左邊是地面望遠鏡拍攝的羅盤座T再發(fā)新星，右邊是哈勃空間望遠鏡在同一星場拍攝的照片，同樣可以看出該次亞型激變變星的爆發(fā)規(guī)模很壯觀且有類似新星的氣殼拋射3.2.3類新星在整個激變變星的觀測歷史上人們從沒有發(fā)現(xiàn)這個亞型經(jīng)歷過爆發(fā)狀態(tài)且大部分呈現(xiàn)低光度態(tài)(6)甚至還有穩(wěn)定的光度下降行為。由于該亞型的光學特征和新星十分相似，因此成為類新星。其實該亞型的激變變星具有很多模棱兩可的分光和測光特征，如有些目標表現(xiàn)出來的特征既與中介偏振星相似又與矮新星相似，甚至有可能與爆后新星相似，因此這個亞型很有可能就僅僅是激變變星中的一個演化階段。然而即使是這樣該亞型仍然還有很多獨特的特征：有很多星有兩個以上的周期信號，而其中有的周期信號表征的是主星的自轉(zhuǎn)周期；有的信號表征的是系統(tǒng)中不止一個亮斑的多個駝峰周期；甚至在考慮到吸積盤所在的平面相對于軌道平面有翹曲的情況，有的周期信號反映出盤上的物質(zhì)具有相對主星的逆向運動，這就如同太陽系中的內(nèi)行星在地球上監(jiān)測時所發(fā)現(xiàn)的逆行運動。對于該亞型的認證主要依據(jù)其分光光譜特征來操作，如較弱的He吸收線等等。有些理論認為該亞型的有些目標在主星的吸積率大于臨界吸積率時該亞型的低光度態(tài)將有可能轉(zhuǎn)換成爆發(fā)態(tài)，同時該目標從類新星亞型轉(zhuǎn)換成矮新星亞型(7)。從分光特征上還可以將該亞型細分為：UXGem型和VYScl型，而這兩種次亞型均是利用該類型中的典型系統(tǒng)UXGem和VYScl來命名。其中VYScl次亞型具有相當穩(wěn)定的盤且軌道周期一般都在周期空缺之上且大部分處于3小時到4小時之間，因此該次亞型是處于激變變星演化邊緣的狀態(tài)，對于這類亞型的監(jiān)測具有很重要的意義。通過對這個亞型的長期研究有可能給出激變變星演化理論的強有力證據(jù)。而現(xiàn)在天文界對于激變變星亞型類新星還有另外一種分類：SWSex型和VYScl型。前者大部分都是具有交食的系統(tǒng)。3.2.4矮新星矮新星亞型是五個激變變星亞型中數(shù)量最多的一個亞型，因此天文學家對該亞型的研究也比其它亞型更加深入。它們爆發(fā)的突然性和迅速性與經(jīng)典的新星有很大的相似性，但爆發(fā)的規(guī)模和持續(xù)的時間都遠遠小于經(jīng)典的新星，于是天文學家稱呼它們?yōu)榘滦莵喰?。它們的爆發(fā)光變振幅在2m到8m之間而爆發(fā)間隔很穩(wěn)定一般有幾個星期或幾個月。它們的爆發(fā)持續(xù)時標從幾天到幾個星期不等，并且從長期監(jiān)測中發(fā)現(xiàn)它們在爆發(fā)時期的可見光波段峰值幾乎保持常數(shù)，由此可以知道該亞型的激變變星爆發(fā)是既頻繁又穩(wěn)定而且現(xiàn)象比較顯著，這些特征表明了該亞型是一類有趣的監(jiān)測對象。矮新星的爆發(fā)也伴隨有質(zhì)量損失的存在，但是其規(guī)模就沒有新星和再發(fā)新星爆發(fā)時拋射的氣殼那樣大，而是通過強烈的星風形式來損失質(zhì)量。根據(jù)各種不同的爆發(fā)形式該亞型可以細分為五種次亞型：UGem型（UG）,ZCam型（UGZ）,SSCyg型（UGSS）,SUUma型（UGSU）和WZSge型（UGWZ）。研究表明該亞型的吸積率對爆發(fā)狀態(tài)和爆發(fā)間隔的影響很小，甚至在伴星的質(zhì)量轉(zhuǎn)移率變?yōu)榱愕臓顟B(tài)下系統(tǒng)的爆發(fā)狀態(tài)依然不會受到影響。對它們進行軌道周期統(tǒng)計分析發(fā)現(xiàn)它們的軌道周期在88分鐘到10小時之間均有分布，因此該亞型所處的演化狀態(tài)令天文學家十分感興趣。通過IUE衛(wèi)星的觀測發(fā)現(xiàn)矮新星具有紫外光延遲現(xiàn)象，即在地面的光學望遠鏡發(fā)現(xiàn)了一顆矮新星開始爆發(fā)的同時空間的紫外望遠鏡卻檢測不到該目標的紫外光流量的爆發(fā)現(xiàn)象，而需要等待12小時左右的延遲時間后才觀測到該目標的爆發(fā)現(xiàn)象。但是這種現(xiàn)象的出現(xiàn)至今還沒有給出足夠令人信服的解釋。UGem型的矮新星一般沒有大振幅的光變爆發(fā)現(xiàn)象且每次爆發(fā)的強度相當。它們的軌道周期大部分處于3.9小時以上并且在觀測上具有很顯著的駝峰。SUUma型的矮新星具有規(guī)則的爆發(fā)，并且有趣的是該次亞型的爆發(fā)分為長周期爆發(fā)（光變振幅大）和短周期爆發(fā)（光變振幅?。L周期爆發(fā)的光變振幅在2m-8m且爆發(fā)間隔時標在60天左右，但短周期爆發(fā)的光變振幅在1m-2m且爆發(fā)間隔時標沒有很好的規(guī)律性。從各種觀測資料來看，長周期爆發(fā)釋放能量是短周期爆發(fā)的8倍以上。ZCam型矮新星（7）爆發(fā)相當頻繁不過偶爾會在某次的爆發(fā)后的衰退期出現(xiàn)亮度停滯現(xiàn)象，對于這類現(xiàn)象目前有一個黑子理論模型解釋的很好。該模型認為雙星系統(tǒng)洛希瓣的內(nèi)拉格朗日點附近的伴星表面上黑子數(shù)目的多少將會改變系統(tǒng)的質(zhì)量轉(zhuǎn)移率，因為較多的黑子在該區(qū)域出現(xiàn)將會阻礙伴星的物質(zhì)轉(zhuǎn)移并最終會影響系統(tǒng)的爆發(fā)產(chǎn)生即出現(xiàn)亮度停滯現(xiàn)象，并且整個系統(tǒng)體現(xiàn)除非周期的光變現(xiàn)象。WZSge型矮新星則需要有幾年的間隔才會有大振幅的光變爆發(fā)現(xiàn)象。目前理論（11）認為矮新星的爆發(fā)都是發(fā)生在吸積盤上，并且由于吸積盤上的亮斑演化導致盤上的高密度物質(zhì)被點亮而形成了一個亮環(huán)，相反盤上的其它區(qū)域的亮度還沒有太大的變化，這就產(chǎn)生了矮新星爆發(fā)的一個重要的導火索——將原先盤上的冷卻激波轉(zhuǎn)變?yōu)榱藷峒げā６@條熱激波從誕生起就開始迅速的同時向盤外區(qū)和盤內(nèi)區(qū)傳播并將整個盤內(nèi)的物質(zhì)不斷加熱直到爆發(fā)或者出現(xiàn)SUUma型的長周期爆發(fā)，之后向外傳播的熱激波在未到達盤的外邊緣時就被反射回來并轉(zhuǎn)變?yōu)橄騼?nèi)傳播的冷卻激波這時就有可能出現(xiàn)SUUma型的短周期爆發(fā)現(xiàn)象，最后這條冷卻激波將整個盤的溫度恢復到爆發(fā)前的寧靜態(tài)等待下一次的亮斑出現(xiàn)。整個過程見圖7.所示。因此在矮新星的爆發(fā)期間吸積盤的內(nèi)部結(jié)構(gòu)必然會發(fā)生顯著的變化：如內(nèi)區(qū)表現(xiàn)為光學厚并且不具有像恒星大氣那樣的垂向溫度梯度，相反在外區(qū)表現(xiàn)為光學薄。天文學家還從該亞型的爆發(fā)所處的不同區(qū)域和特性將矮新星分為A型和B型(2)。其實兩者都屬于吸積盤上的爆發(fā)而不同點在于前者是從盤的外邊緣向內(nèi)邊緣爆發(fā)而后者是從內(nèi)邊緣向外邊緣爆發(fā)。A型爆發(fā)機制解釋的最好的是UGem型矮新星，因為這類星的爆發(fā)形狀和爆發(fā)間隔都有近嚴格的周期，而B型爆發(fā)機制解釋的最好的是SSCyg,因為它們具有長周期爆發(fā)和短周期爆發(fā)交替的特征。理論上認為它們的質(zhì)量轉(zhuǎn)移率決定了兩種類型之間的轉(zhuǎn)換。圖7.在這三組圖中灰色區(qū)域表征的是吸積盤上溫度較高的區(qū)域。最上面一組圖表示的是激波的形成，從#1到#5可以看出，在主星吸積盤上最初的兩個亮斑，因白矮星的自旋運動而產(chǎn)生的扭矩和盤內(nèi)物質(zhì)粘滯扭矩共同作用逐漸演化成兩條激波旋臂；中間一組圖和最下面一組圖表示的是矮新星從寧靜態(tài)到爆發(fā)態(tài)和從爆發(fā)態(tài)到寧靜態(tài)的運動過程,其中從h到c可以看出從寧靜態(tài)到爆發(fā)態(tài)吸積盤從冷盤轉(zhuǎn)換成熱盤，而相反從d到g可以看出從爆發(fā)態(tài)到寧靜態(tài)吸積盤又從熱盤轉(zhuǎn)化為冷盤。(9)(13)3.2.5磁激變變星上面各節(jié)所討論的所有激變變星亞型都是屬于無磁激變變星，即白矮星的磁場強度遠遠低于能監(jiān)測到的強度或者說它們的磁場對整個系統(tǒng)的物理特征沒有引起任何可觀測的效應，而本小節(jié)將要介紹的是白矮星磁場強度都比較大(一般在106高斯到108高斯之間)以至于對整個系統(tǒng)的各種物理過程都造成了顯著的影響，因此人們稱呼這類亞型的激變變星為磁激變變星。該類激變變星的光信號都帶有一定的偏振信息，尤其是在光學和近光學波段具有較強的線偏振輻射和圓偏振輻射。對于磁激變變星這個亞型因其強磁場的存在而具有的最典型的特征便是主星周圍并沒有吸積盤存在或者只有一個破碎的部分吸積盤，且它們的光度和光譜特征有些具有周期性的變化而有些則體現(xiàn)完全無規(guī)則的變化。盡管不同的磁激變變星的吸積柱幾何都不一同，但一般說來只需要考慮在白矮星兩極表面上方的幾十公里高度內(nèi)的吸積柱。然而考慮到白矮星的磁軸有可能并未穿過白矮星的中心而導致白矮星的南北兩極磁場強度不同，這樣對于磁激變變星來說是一個很復雜的物理機制——南北兩極的吸積柱或吸積簾的物理特性和幾何構(gòu)型都可能不對稱（2），將大大降低了觀測者接收到的信號中信噪比。根據(jù)磁場強度的強弱和子星自轉(zhuǎn)與軌道轉(zhuǎn)動是否同步將該亞型細分為：AMHer次亞型和DQHer次亞型兩種。前者因為白矮星具有更強的磁場（磁場強度大于107高斯）而使得兩子星之間的相互作用很強致使軌道和子星自旋同步并且只有吸積柱而沒有吸積盤，而后者的磁場強度比前者弱一到兩個數(shù)量級，因此無法使軌道和子星的自旋同步并且能使部分的盤存在。由于該次型的激變變星具有較強的磁場而導致軌道運動和子星的自旋運動都更快，因此從伴星轉(zhuǎn)移來的物質(zhì)流帶有強大的角動量而使白矮星的自旋隨著演化而不斷加速最終導致軌道運動周期大于子星的自旋運動周期。至今為止已經(jīng)發(fā)現(xiàn)并確認為屬于AMHer型的高偏振星有87顆，而統(tǒng)計分析表明該次亞型的軌道周期一般都短于4個小時而且大部分處于周期空缺2小時以下。它們具有不規(guī)則的長期光變且光度的變化還受到軌道周期的調(diào)制影響，并且通過分光分析發(fā)現(xiàn)它們兩個極區(qū)的表面溫度都大于108K,因此吸積所產(chǎn)生的大部分吸積能都被轉(zhuǎn)化成熱量被白矮星的表面吸收后輻射軟X射線或遠紫外的黑體狀譜線，它們是所有激變變星中最強的軟X射線源。而AMHer型的激變變星輻射流量主要是以回旋輻射機制為主導，因此能夠在軌道運動的某個相位上得到線偏振輻射信號，并且由于強磁場的存在而使接收到的信號具有較高偏振度（在10%到35%之間）。在AAVSO對AMHer進行了20年的監(jiān)測過程中發(fā)現(xiàn)其高光度態(tài)和低光度態(tài)在交替發(fā)生并且長周期爆發(fā)現(xiàn)象和短周期爆發(fā)現(xiàn)象也交替出現(xiàn)，這是由于該類型激變變星的白矮星周圍已經(jīng)不存在任何吸積盤這樣一個很好的質(zhì)量緩存區(qū)了，因此它們的爆發(fā)現(xiàn)象強烈的依賴于伴星的質(zhì)量轉(zhuǎn)移率。而在高傾角的AMHer型磁激變變星中研究該次亞型所獨有的吸積柱的掩食也是一個很有趣的事情，從觀測資料上看吸積柱的掩食造成系統(tǒng)的亮度變化更加銳利。到目前為止已經(jīng)確認有40顆左右的中介偏振星（DQHer次亞型），當然這其中還有很多沒有最終確認屬于這個次亞型的激變變星。它們的軌道周期大部分都高于周期空缺3小時，甚至最長的可能達到兩天的時間，相反低于周期空缺的中介偏振星極其罕見。目前只發(fā)現(xiàn)了五顆這樣的短周期星，其中EXHya和SWUma的激變變星類型還不能完全確定而能夠確定是DQHer型的就只有DWCnc這一顆，但是在這五顆短軌道周期的中介偏振星中最讓人震驚的是這一顆星V407Vul。它是所有已知軌道周期的激變變變星中軌道周期最短的一顆，它最初是于1996年的ROSAT巡天發(fā)現(xiàn)的，之后又多次被觀測到最終在2004年被錢德拉塞卡X射線衛(wèi)星觀測后確定了它的周期為9.5分鐘。而其它中介偏振星的軌道周期一般都比較長并且同時伴有X射線的振蕩（時標為33秒-67分鐘）。4激變變星中各組成部分激變變星是一個復雜的天體系統(tǒng)，它有很多奇特的物理結(jié)構(gòu)單位和獨特的物理過程，并且涉及的變星類型有如此之多以至于對雙星演化鏈的研究有著不可忽視的價值。正因為這些獨特性使得激變變星領域成為了現(xiàn)代天體物理研究的一個熱點，為許多其它領域的研究如：吸積盤的動力學特征、磁星風引起的質(zhì)量和角動量轉(zhuǎn)移、引力波輻射的探測、褐矮星的物理特征和致密雙星系統(tǒng)的形成等提供了很重要的機會。下面將激變變星系統(tǒng)的各個物理結(jié)構(gòu)單元進行分別介紹。4.1白矮星和吸積盤白矮星的質(zhì)量在不同亞型中都有不同的分布不過一般說來質(zhì)量接近1M,有?效溫度在30，000K左右且一般為碳氧成分的白矮星很少是氦白矮星。它在激變變星系統(tǒng)中因吸積而產(chǎn)生較高的光度且表面有一定的大氣結(jié)構(gòu)具有光學厚，巴爾末跳變和巴爾末吸收線特征。它是由伴星的表面物質(zhì)組成主要成分為氫和極少量的氦，而對于盤的幾何結(jié)構(gòu)人們無法從觀測上直接獲得而只能從理論計算和其它間接的方法去估測。因此，目前天文學家給出了許多盤的模型其中就數(shù)Shakura和Sunyaev在1973年提出的粘滯薄盤模型最為經(jīng)典，當然還有厚盤模型，ADAF模型等其它吸積盤模型。但是對于激變變星來說經(jīng)典的薄盤模型并不完全適用，這是因為伴星轉(zhuǎn)移的物質(zhì)流的撞擊打破了盤的垂向流體靜力學平衡而形成一種錐形盤——幾何上外厚內(nèi)?。ㄒ妶D4.），并且盤的垂向和角向結(jié)構(gòu)都無法準確得到（5）。由于盤的內(nèi)部運動造成其發(fā)射線常表現(xiàn)出不可確定的相移，于是應用分光測量無法給出準確且真實的白矮星軌道運動。由于盤內(nèi)區(qū)溫度比較高故而產(chǎn)生的輻射幾乎都是短波，又因為內(nèi)區(qū)的氣體物質(zhì)是光學薄，因此來自內(nèi)區(qū)的輻射幾乎都是發(fā)射線，相反長波段輻射幾乎都是來自于盤的外邊緣光學厚區(qū)域，因此得到的幾乎都是吸收線和吸收帶且隨著盤半徑的增加其數(shù)目也在增加。倘若對盤的假設與上述的相反，認為吸積盤外區(qū)物質(zhì)密度低而內(nèi)區(qū)密度高則盤內(nèi)區(qū)也將有可能出現(xiàn)亮斑，這同樣可以解釋一些目標在掩食過程中食曲線產(chǎn)生嚴重畸變的情況。96年Smak推測盤在爆發(fā)態(tài)時呈擴張趨勢,而相反在寧靜態(tài)時呈收縮趨勢，于是在爆發(fā)態(tài)時盤會受到更大的伴星潮汐作用，而這種效應在軌道傾角較小的交食系統(tǒng)中表現(xiàn)為食外的不規(guī)則光變（如EMCyg這顆星）。圖8.左邊是白矮星右邊的是伴星，而在白矮星周圍的物質(zhì)是錐形吸積盤幾何上內(nèi)薄外厚（6）激變變星中的伴星，吸積流和亮斑伴星的質(zhì)量普遍小于一個太陽質(zhì)量并且對于軌道周期較長（7小時到8小時之間）的激變變星來說大部分是晚型（光譜型為K或M型）矮星其光度主要集中在紅外波段并且自旋較快（速度估計有100公里每秒）具有大氣公共包層,它們的質(zhì)量損失率在10-8到10-10太陽質(zhì)量每年。從良好的質(zhì)量-半徑關(guān)系中可以得出伴星大部分應是出于主序階段的矮星，尤其是對于軌道周期處于3小時到5小時范圍的系而言這個結(jié)論更準確；但相反對于軌道周期大于8小時的系統(tǒng)其伴星開始離開主序，而對于軌道周期小于100分鐘的系統(tǒng)其伴星極有可能是偏離主序而進入褐矮星序列的候選者。在新星的爆發(fā)期間可以觀測到伴星，因為此時的反射效應很大致使伴星變亮。在長軌道周期的激變變星中伴星的流量占總流量一半左右，相反在短軌道周期的激變變星中白矮星為流量主導，這是由于長軌道周期系統(tǒng)的輻射集中在長波段而短軌道周期系統(tǒng)的輻射集中在短波段。因此，激變變星中的紅外波段不規(guī)則光變很有可能是來自于伴星的紅外光變成分：其受白矮星的潮汐力和軌道離心力的影響扭曲成橢球狀（在OYCar上可見），造成視線方向伴星的光面在周期性變化即雙星系統(tǒng)中普遍的橢球效應。來自于伴星的物質(zhì)流（見圖9.）主要成分是恒星大氣，但如果伴星處于深度對流的演化階段則還會有一些恒星內(nèi)部的物質(zhì)，理論上氣流是半電離氣體其有效溫度約為5000K，速度約為12公里每秒是超音速運動。當氣流從內(nèi)拉格朗日點流入主星的洛希瓣后密度將以10-4因子下降，從30克每平方厘米減少到10-8克每立方厘米。氣流運動到0.07位相時因帶有強大角動量的環(huán)而無法進入白矮星，僅在外圍作圓周運動，當?shù)?.09位相時，氣流在白矮星外圍運動形成一個厚密度的環(huán)狀（密度達50克每立方厘米）；與此同時伴星仍然還在向主星轉(zhuǎn)移物質(zhì)，于是新的氣流與厚密度環(huán)相互作用形成亮斑（此時的亮斑溫度達20000K與白矮星的有效溫度相當因此成為系統(tǒng)的一個亮源）（8）,之后就有可能按照3.2.4小節(jié)介紹的爆發(fā)機制使整個系統(tǒng)發(fā)生爆發(fā)，或者不再有任何動力學上的變化只是隨著軌道運動，但亮斑自身也會演化并產(chǎn)生光變和連續(xù)輻射，這就是所謂的閃變和駝峰現(xiàn)象。在氣流的整個運動過程中會產(chǎn)生S形波效應，導致氣流的輻射譜線從藍端到紅端交替變化——即產(chǎn)生了強大的多普勒相移。由于氣流的輻射主要是連續(xù)譜且強度很大，于是一般來說都會將伴星的譜線淹沒。（10）圖9.這是藝術(shù)家的假想圖。盤上有明顯的氣流軌跡亮線且在盤的外邊緣有個明亮的亮斑，

同時伴星表面還有大量的黑子活動。Whitehurst建立的模型認為：超駝峰的出現(xiàn)是由于潮汐熱不穩(wěn)定性加上進動怪盤共同作用的效應，即伴星對吸積盤的潮汐作用使盤被拉長成橢圓面狀，于是在靠近和遠離伴星的盤緣（盤緣曲率最大的區(qū)域）將有很大的幾率被吸積流撞擊并形成駝峰。亮斑的存在會改變整個吸積盤的光度、亮度分布，甚至改變盤的物理對稱結(jié)構(gòu)，于是產(chǎn)生圖4.的錐形柱盤，并且在盤內(nèi)形成激波。潮汐不穩(wěn)定加上熱不穩(wěn)定的模型預測超駝峰將出現(xiàn)在長周期爆發(fā)的極值前的相位，然而觀測得到的超駝峰滯后于極值相位。這需要獲得更好的觀測資料進行深入的研究和探討。4.3高軌道傾角的激變變星交食對于激變變星這類有著強烈光變的雙星系統(tǒng)，尋找和研究同時帶有交食光變的目標就可以得到更加豐富的信息并且由于人類有著豐富的交食觀測經(jīng)驗和強有力的獲取信息能力，因此憑借著這樣一個獨特且有效的獲取信息手段，人們可以得到利用別的觀測手段無法獲得的重要而有價值的信息。在雙星研究領域利用交食觀測手段已經(jīng)有好幾百年的歷史并且已經(jīng)取得了大量顯著的成果，至今為止該觀測手段在經(jīng)歷不斷改進后仍然是研究雙星領域中一個不可或缺的觀測手段。對于激變變星而言因其主星帶有一個吸積盤或吸積柱，因此伴星掩盤或柱的交食過程比其他類型的雙星系統(tǒng)的掩食過程更加有趣(見圖5.和圖6.)，而再疊加上激變變星本身所具有的閃變和爆發(fā)現(xiàn)象將會使這類天體系統(tǒng)的掩食過程更有價值。因為對食激變變星的觀測和分析研究可以獲得更多吸積盤或吸積柱的幾何結(jié)構(gòu)和兩子星的質(zhì)量和半徑。通過對大量激變變星的交食過程進行分析發(fā)現(xiàn)掩食系統(tǒng)中盤的光度更為主要，因為其光變曲線的形狀主要是由盤面的亮度分布決定，如亮斑出現(xiàn)在盤的位置等等。當運用不同的濾光片對食激變變星進行觀測時發(fā)現(xiàn)它們具有一個共同的特征：從長波端光變曲線到短波端光變曲線，激變變星的食形狀從淺到深，食時標從長到短，這現(xiàn)象是由于長波端輻射主要是來源于伴星和吸積盤的外邊緣，而短波端輻射是在盤的內(nèi)區(qū)和白矮星表面(15)。現(xiàn)在運用CCD來代替底片獲取天體信息，將原初的模擬信號轉(zhuǎn)化為便于電子設備如電子計算機處理的數(shù)值信號，這樣大大的提高了觀測資料的精度和數(shù)量，并且使得天文學家對食激變變星的極小時刻的計算精度也大大提高了。因此人們可以獲得更準確的有關(guān)激變變星的資料，這對于揭開它們神秘的面紗有很重要的意義。由測光得到的極小時刻可以精確到萬分位，因此人們可以獲得極為精確地軌道運動周期和可能存在的駝峰周期。這些周期信號對于研究激變變星具有相當重要的價值，因為它是一個能夠通過觀測直接獲得的量而不依賴于任何激變變星模型，所以它是天文學家對于研究激變變星的演化鏈，光度變化和爆發(fā)特性的關(guān)鍵參量。如目前的激變變星演化理論預言質(zhì)量轉(zhuǎn)移率大的系統(tǒng)有長的軌道周期，且周期長的系統(tǒng)盤的幾何尺寸也比較大，粘滯時標也比較長；目前激變變星的演化理論認為軌道角動量的變化對于激變變星的演化過程是一個很重要的刺激因素,因為該變化能夠促使激變變星不斷向軌道周期越來越短的狀態(tài)演化。而激變變星系統(tǒng)的角動量本身就不守恒，其損失機制有：引力波輻射(在軌道周期小于2小時的系統(tǒng)中)，磁軔致冷卻即磁星風機制(在軌道周期大于3小時的系統(tǒng)中)和最近提出的吸積盤的星周物質(zhì)帶走角動量機制等等。(2)如果將某個目標觀測得到的所有極小時刻數(shù)據(jù)結(jié)合起來，就可以對該目標進行長期的軌道周期變化分析并得到重要的光時軌道效應曲線進而獲得對整個系統(tǒng)更詳細的信息，如兩子星之間的物質(zhì)和角動量交流過程，兩子星之間的磁場和引力場的相互作用信息，甚至可能發(fā)現(xiàn)系統(tǒng)中存在第三天體的信息等等。當然現(xiàn)在還有一種新的處理交食過程的手段——食圖像處理方法(EMM),該方法可以重新構(gòu)建出吸積盤的物理圖像對于研究激變變星的物理和幾何結(jié)構(gòu)也有很大的幫助。(5)通過對軌道傾角大于60。的矮新星監(jiān)測發(fā)現(xiàn)幾乎都存在有食的現(xiàn)象。(2)如UGem的光變曲線表明它是一個偏食系統(tǒng)(只有吸積盤被部分掩食)，它的軌道傾角在65。左右。通過比較它在爆發(fā)態(tài)和寧靜態(tài)的食深時發(fā)現(xiàn)前者具有更深的食而且在交食期間系統(tǒng)表現(xiàn)出來的閃變現(xiàn)象消失了。這表明了UGem在爆發(fā)期間吸積盤

的外邊緣是整個系統(tǒng)亮度的主導并且在盤的外區(qū)應有一個帶