激變變星簡(jiǎn)介

激變變星——天空中具有奇特觀測(cè)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(gè)概念并且指的是同一類星。在天體物理中它同時(shí)是雙星領(lǐng)域和變星領(lǐng)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(dú)特的光變特征角度來(lái)重點(diǎn)介紹它們的物理圖景并詳細(xì)討論對(duì)它們進(jìn)行長(zhǎng)期監(jiān)測(cè)和研究工作的科學(xué)意義，同時(shí)對(duì)它們表現(xiàn)出來(lái)的一些獨(dú)特的觀測(cè)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(cè)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(duì)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(shì)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(cè)特征來(lái)看，它們可以成為天文愛(ài)好者的觀測(cè)目標(biāo)。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(shí)之間，觀測(cè)者可以在很短的時(shí)間內(nèi)得到它們多個(gè)完整的光變曲線，甚至可以在同一個(gè)晚上對(duì)多個(gè)目標(biāo)進(jìn)行監(jiān)測(cè)；其次它們產(chǎn)生的各種觀測(cè)現(xiàn)象時(shí)標(biāo)在幾秒鐘到幾個(gè)月的量級(jí)之間，因此也可以對(duì)它們進(jìn)行多個(gè)波段的同時(shí)觀測(cè)；再者，至2005年天文學(xué)家已經(jīng)通過(guò)各種巡天認(rèn)證了1521顆激變變星且同時(shí)剔除了219顆曾經(jīng)認(rèn)為是激變變星的目標(biāo)（1）。由于它們分布在全天的各個(gè)天區(qū)，而單靠一個(gè)或幾個(gè)國(guó)家內(nèi)有限的天文學(xué)家對(duì)它們逐個(gè)進(jìn)行監(jiān)測(cè)是一項(xiàng)十分浩大和漫長(zhǎng)的工作，因此只有聯(lián)合各地的天文愛(ài)好者對(duì)它們進(jìn)行長(zhǎng)期有效的監(jiān)測(cè)才能夠獲得有關(guān)它們的更多的觀測(cè)資料并且對(duì)它們有更進(jìn)一步的了解和認(rèn)知；最后它們的平均星等一般在10m-21m之間，當(dāng)然其中也有很亮的星在1m-8m之間，不過(guò)這些星基本上都屬于新星（激變變星中的一個(gè)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(duì)于它們的觀測(cè)還是需要天文愛(ài)好者準(zhǔn)備較大口徑和具有很好光學(xué)質(zhì)量的望遠(yuǎn)鏡。從它們復(fù)雜的物理組成和變化機(jī)制來(lái)看，他們也是天體物理研究的一個(gè)熱點(diǎn)。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(dòng)量轉(zhuǎn)移的過(guò)程即吸積過(guò)程，因此它們是研究天體物理中吸積過(guò)程的“天然實(shí)驗(yàn)室”。同時(shí)由于較之其他具有吸積過(guò)程的天體如類星體（QSO）和活動(dòng)星系核（AGN）等具有距離近（在幾百pc左右）的優(yōu)勢(shì)，因此它們也是各種天體中最理想的吸積過(guò)程觀測(cè)目標(biāo)。本文將在第二小節(jié)闡述現(xiàn)在已經(jīng)公認(rèn)的激變變星物理圖像，而在第三小節(jié)重點(diǎn)介紹歷史上對(duì)激變變星的各種分類及其它們各自的物理特征和觀測(cè)特性，最后在第四小節(jié)，本文將從激變變星的各個(gè)復(fù)雜而有趣的物理組成部分入手分別細(xì)致的剖析激變變星的各種物理特征并對(duì)它們所表現(xiàn)出來(lái)的一些奇特的觀測(cè)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(jì)就開(kāi)始記載激變變星的觀測(cè)特征了，在我國(guó)古代的天象紀(jì)錄中稱這類星為“客星”即現(xiàn)代天文學(xué)中的新星。其實(shí)新星也是激變變星中的一個(gè)亞型。隨著人類科學(xué)技術(shù)的發(fā)展和進(jìn)步人們發(fā)現(xiàn)有越來(lái)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(cè)特征和物理機(jī)制，因此給出了許多不同的分類，見(jiàn)下一小節(jié)的分類介紹，同時(shí)也在不斷的豐富對(duì)激變變星的認(rèn)知水平。在1971年Warner，Nather和Smak相互獨(dú)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(guò)內(nèi)拉格朗日點(diǎn)向主星白矮星轉(zhuǎn)移物質(zhì)和角動(dòng)量，由于轉(zhuǎn)移過(guò)去的物質(zhì)帶有伴星自轉(zhuǎn)和軌道運(yùn)動(dòng)的角動(dòng)量無(wú)法直接落到白矮星的表面而是在白矮星的周?chē)醋约旱能壍佬@而形成一圈氣狀物質(zhì)環(huán)。通過(guò)內(nèi)外物質(zhì)環(huán)之間的粘滯作用而將其物質(zhì)環(huán)擴(kuò)展為一個(gè)氣體物質(zhì)盤(pán)（吸積盤(pán)），且盤(pán)上的角動(dòng)量借助著粘滯機(jī)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(dòng)量上，而盤(pán)上的物質(zhì)因不斷損失角動(dòng)量而不斷向白矮星靠近直到落入白矮星表面。當(dāng)然有些亞型的激變變星吸積盤(pán)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(chǎng)很大（達(dá)到107高斯）使得從內(nèi)拉格朗日點(diǎn)流入主星的物質(zhì)流直接被白矮星的磁場(chǎng)俘獲而向白矮星的兩極運(yùn)動(dòng)并最終落入白矮星的兩個(gè)極冠而形成柱狀或者有些白矮星的磁場(chǎng)不夠強(qiáng)使得物質(zhì)流并沒(méi)有被完全俘獲而形成了部分的盤(pán)而盤(pán)外的物質(zhì)向兩極運(yùn)動(dòng)成簾狀。對(duì)于有盤(pán)存在的系統(tǒng)從內(nèi)拉格朗日點(diǎn)流入主星的物質(zhì)流和主星周?chē)奈e盤(pán)撞擊會(huì)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(cè)者觀測(cè)到的亮斑。當(dāng)然這個(gè)所謂的亮斑僅僅是在天文學(xué)家的物理模型中出現(xiàn)的東西，而在實(shí)際的觀測(cè)過(guò)程中只是目標(biāo)光度的一個(gè)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(cè)證據(jù)證實(shí)了盤(pán)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(pán)上因有亮斑等其他未發(fā)現(xiàn)的亮源存在使得吸積盤(pán)成為整個(gè)系統(tǒng)輻射的主要來(lái)源。通過(guò)對(duì)激變變星的觀測(cè)尤其是各種掩食的觀測(cè)可以探究系統(tǒng)中的各種物理特性和吸積盤(pán)內(nèi)各個(gè)不同區(qū)域的物理過(guò)程和結(jié)構(gòu)。當(dāng)然對(duì)它們進(jìn)行光譜和視向速度的觀測(cè)可以得到更加豐富的觀測(cè)資料。激變變星的物理特征及其各種亞型的觀測(cè)特征基本物理特征自從1609年第一架伽利略望遠(yuǎn)鏡誕生起，天文學(xué)家開(kāi)始憑借著儀器對(duì)激變變星進(jìn)行觀測(cè)。但在19世紀(jì)中葉天體物理學(xué)誕生后，當(dāng)代天文學(xué)家逐漸擁有從地面到空間的全波段觀測(cè)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(kāi)始到現(xiàn)在激變變星在線星表網(wǎng)頁(yè)的開(kāi)通，人們幾乎找到了太陽(yáng)附近的整個(gè)天區(qū)的激變變星，當(dāng)然以后隨著觀測(cè)手段的進(jìn)一步發(fā)展還會(huì)有更遙遠(yuǎn)的激變變星被發(fā)現(xiàn)并且還會(huì)有新的激變變星誕生也會(huì)有老的激變變星消亡，最終這些變化導(dǎo)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(jìn)行初步的分布統(tǒng)計(jì)分析還是可行的，因此在排除選擇效應(yīng)的影響后可以得出這樣的結(jié)論：太陽(yáng)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(gè)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(gè)CV。在類似這樣的軌道周期統(tǒng)計(jì)分析發(fā)現(xiàn)軌道周期在2小時(shí)到3小時(shí)之間只有很少數(shù)目的激變變星存在(幾個(gè))甚至都不能完全確認(rèn)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(jì)現(xiàn)象稱為周期空缺(2)見(jiàn)圖2.所示。圖2.周期空缺與激變變星個(gè)數(shù)分布(3)對(duì)于周期空缺的問(wèn)題到目前為止都還沒(méi)有給出一個(gè)準(zhǔn)確的解釋，其中一種解釋是認(rèn)為是由于激變變星的演化驅(qū)使激變變星從長(zhǎng)周期向短周期演化并迅速穿過(guò)2-3小時(shí)軌道周期的狀態(tài)，因此在2-3小時(shí)的軌道周期中幾乎沒(méi)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(dá)到2-3小時(shí)期間時(shí)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(shí)以下的激變變星是從其它類型的星直接演化過(guò)來(lái)而不是從長(zhǎng)軌道周期的激變變星演化來(lái)的。(2)而所有的這些解釋都還有待于更進(jìn)一步的觀測(cè)資料和理論研究來(lái)證實(shí)。在這么長(zhǎng)時(shí)間的激變變星研究過(guò)程中許多的亮星(這里的亮星是個(gè)相對(duì)的概念即星等＜16m)都已經(jīng)得到了相當(dāng)豐富的測(cè)光和分光及視向速度資料，并且對(duì)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(jì)算。首先，激變變星中的主星白矮星質(zhì)量一般在一個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量左右當(dāng)然也有少數(shù)的系統(tǒng)主星質(zhì)量接近錢(qián)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?yàn)橹灰镔|(zhì)交流達(dá)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(shí)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?chē)奈e盤(pán)質(zhì)量遠(yuǎn)遠(yuǎn)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(gè)系統(tǒng)的物理機(jī)制和演化過(guò)程，因?yàn)橄?統(tǒng)的閃變和奇特的物理特性都來(lái)源于這個(gè)吸積盤(pán)。它的溫度變化從2000K到50000K,一般來(lái)說(shuō)盤(pán)的外邊緣溫度比較低而內(nèi)邊緣或者說(shuō)內(nèi)邊界層的溫度較高達(dá)到幾萬(wàn)度，當(dāng)然在有亮斑存在的情況下，盤(pán)的外邊緣的局部區(qū)域溫度可以達(dá)到幾萬(wàn)度甚至更高(5)。它的半徑有0.14個(gè)太陽(yáng)半徑，而白矮星的半徑一般為0.007個(gè)太陽(yáng)半徑，于是整個(gè)盤(pán)差不多為白矮星半徑的20倍，這個(gè)比例關(guān)系相當(dāng)于一個(gè)在太陽(yáng)大小的白矮星上的吸積盤(pán)還不足太陽(yáng)和水星間距的1/4大小，可以說(shuō)這是個(gè)很小的盤(pán)不僅質(zhì)量小而且尺寸也很小，因此現(xiàn)代最大的望遠(yuǎn)鏡也無(wú)法直接看到這樣的吸積盤(pán)。但是這樣一個(gè)盤(pán)的存在卻是毋庸置疑的，因?yàn)榇罅康挠^測(cè)資料證實(shí)了它的存在尤其是光譜觀測(cè)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(dāng)系統(tǒng)存在掩食過(guò)程時(shí)能看到顯著的紅峰和藍(lán)峰交替消失和重現(xiàn)，這是盤(pán)上物質(zhì)在做圓周運(yùn)動(dòng)的有力證據(jù)。最后,激變變星的伴星大部分是一個(gè)具有類太陽(yáng)光譜型的晚型星,因此有很強(qiáng)的星風(fēng),而其星風(fēng)速度為3000到5000公里每秒,是太陽(yáng)星風(fēng)速度的十倍。這也是一個(gè)很重要的質(zhì)量和角動(dòng)量損失機(jī)制。而每年從內(nèi)拉格朗日點(diǎn)向主星轉(zhuǎn)移物質(zhì)為10-11到10-9M之間,并且從盤(pán)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(jí)差不多,這主要是根據(jù)盤(pán)的不同特性決定的。從觀測(cè)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(zhǔn)周期振蕩行為。激變變星的五種亞型最早的激變變星觀測(cè)只有對(duì)新星的觀測(cè),隨著后來(lái)激變變星的成員越來(lái)越多就有必要根據(jù)觀測(cè)特征的不同對(duì)它們進(jìn)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(gè)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(dá)到19m最小也有7m的振幅,因此當(dāng)它爆發(fā)時(shí)是僅次于超新星的一個(gè)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(shí)標(biāo)在幾十天到幾百天之間而亮度下降時(shí)標(biāo)在幾個(gè)月到幾年甚至幾十年之間,故而對(duì)這類激變變星的觀測(cè)具有很高的價(jià)值能夠獲得很好的觀測(cè)資料。正是由于該亞型的激變變星具有很大的光變振幅(見(jiàn)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(yuǎn)鏡都無(wú)法看到,所以說(shuō)人們習(xí)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(lái)說(shuō),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(duì)新星進(jìn)行光譜分析時(shí)發(fā)現(xiàn)其類似超巨星大氣的吸收線向藍(lán)端移動(dòng),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(shí)可以通過(guò)望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)到這個(gè)正在膨脹的氣殼，見(jiàn)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(gè)過(guò)程，且左邊和中間的兩幅星圖是對(duì)應(yīng)同一個(gè)星場(chǎng)在不同時(shí)期拍攝的照片，左邊的是在爆發(fā)時(shí)期拍攝的星等為3等，中間的是在爆發(fā)后兩個(gè)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(lái)的氣殼物質(zhì)半徑達(dá)0.05光年。對(duì)于這個(gè)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(lái)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(dá)到了氫的點(diǎn)火點(diǎn)，這就產(chǎn)生了所謂的新星爆發(fā)現(xiàn)象。之后隨著時(shí)間的演化，白矮星表面的光度急劇上升達(dá)到愛(ài)丁頓光度極限(lOsserg*s-i)之后吸積層的物質(zhì)將會(huì)被底部核燃燒產(chǎn)生的強(qiáng)大輻射壓吹起直到整個(gè)吸積層的物質(zhì)密度和溫度變得非常小時(shí)“氫閃”停止——爆發(fā)結(jié)束新星進(jìn)入了緩慢的衰退期。通過(guò)對(duì)少數(shù)的爆發(fā)前的新星和爆發(fā)后的新星觀測(cè)發(fā)現(xiàn)新星的爆發(fā)并沒(méi)有改變?cè)搧喰偷恼w演化狀態(tài)，而對(duì)于爆后新星的研究發(fā)現(xiàn)有盤(pán)的存在，因此也可以推斷在爆發(fā)前的新星就有盤(pán)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(guò)來(lái)，因此有人據(jù)此預(yù)言所有的新星演化后期必然會(huì)經(jīng)歷I型超新星的爆發(fā)。最后按其爆發(fā)時(shí)的光變時(shí)標(biāo)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(gè)小的亞型。這3個(gè)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”?？贘3.2.2再發(fā)新星從這個(gè)亞型的名字可以看出這類亞型被觀測(cè)到有過(guò)兩次以上的新星爆發(fā)現(xiàn)象，由于其分光和測(cè)光的特性都與經(jīng)典的新星很相似，因此人們無(wú)法從觀測(cè)資料上分辨出目標(biāo)是新星還是再發(fā)新星而只能通過(guò)歷史觀測(cè)資料證明它有過(guò)兩次以上的爆發(fā)。從該亞型的觀測(cè)統(tǒng)計(jì)上來(lái)看其兩次新星爆發(fā)的間隔為10-80年，且爆發(fā)時(shí)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(méi)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(lái)考慮，預(yù)測(cè)該系統(tǒng)具有很高的吸積率和一個(gè)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(shí)標(biāo)較之經(jīng)典的新星更短。因而人們可以預(yù)測(cè)經(jīng)典的新星有可能經(jīng)歷下一次的爆發(fā)，也就是說(shuō)新星有可能都具有再發(fā)性，只不過(guò)經(jīng)典的新星由于爆發(fā)間隔時(shí)標(biāo)太長(zhǎng)以至于人類在整個(gè)文明史的進(jìn)展過(guò)程中都無(wú)法觀測(cè)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(gè)亞型細(xì)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(yuǎn)鏡拍攝的羅盤(pán)座T再發(fā)新星，右邊是哈勃空間望遠(yuǎn)鏡在同一星場(chǎng)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(gè)激變變星的觀測(cè)歷史上人們從沒(méi)有發(fā)現(xiàn)這個(gè)亞型經(jīng)歷過(guò)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(xué)特征和新星十分相似，因此成為類新星。其實(shí)該亞型的激變變星具有很多模棱兩可的分光和測(cè)光特征，如有些目標(biāo)表現(xiàn)出來(lái)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(gè)亞型很有可能就僅僅是激變變星中的一個(gè)演化階段。然而即使是這樣該亞型仍然還有很多獨(dú)特的特征：有很多星有兩個(gè)以上的周期信號(hào)，而其中有的周期信號(hào)表征的是主星的自轉(zhuǎn)周期；有的信號(hào)表征的是系統(tǒng)中不止一個(gè)亮斑的多個(gè)駝峰周期；甚至在考慮到吸積盤(pán)所在的平面相對(duì)于軌道平面有翹曲的情況，有的周期信號(hào)反映出盤(pán)上的物質(zhì)具有相對(duì)主星的逆向運(yùn)動(dòng)，這就如同太陽(yáng)系中的內(nèi)行星在地球上監(jiān)測(cè)時(shí)所發(fā)現(xiàn)的逆行運(yùn)動(dòng)。對(duì)于該亞型的認(rèn)證主要依據(jù)其分光光譜特征來(lái)操作，如較弱的He吸收線等等。有些理論認(rèn)為該亞型的有些目標(biāo)在主星的吸積率大于臨界吸積率時(shí)該亞型的低光度態(tài)將有可能轉(zhuǎn)換成爆發(fā)態(tài)，同時(shí)該目標(biāo)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(xì)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(lái)命名。其中VYScl次亞型具有相當(dāng)穩(wěn)定的盤(pán)且軌道周期一般都在周期空缺之上且大部分處于3小時(shí)到4小時(shí)之間，因此該次亞型是處于激變變星演化邊緣的狀態(tài)，對(duì)于這類亞型的監(jiān)測(cè)具有很重要的意義。通過(guò)對(duì)這個(gè)亞型的長(zhǎng)期研究有可能給出激變變星演化理論的強(qiáng)有力證據(jù)。而現(xiàn)在天文界對(duì)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(gè)激變變星亞型中數(shù)量最多的一個(gè)亞型，因此天文學(xué)家對(duì)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(shí)間都遠(yuǎn)遠(yuǎn)小于經(jīng)典的新星，于是天文學(xué)家稱呼它們?yōu)榘滦莵喰汀Ｋ鼈兊谋l(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(gè)星期或幾個(gè)月。它們的爆發(fā)持續(xù)時(shí)標(biāo)從幾天到幾個(gè)星期不等，并且從長(zhǎng)期監(jiān)測(cè)中發(fā)現(xiàn)它們?cè)诒l(fā)時(shí)期的可見(jiàn)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(cè)對(duì)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(méi)有新星和再發(fā)新星爆發(fā)時(shí)拋射的氣殼那樣大，而是通過(guò)強(qiáng)烈的星風(fēng)形式來(lái)?yè)p失質(zhì)量。根據(jù)各種不同的爆發(fā)形式該亞型可以細(xì)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(duì)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(huì)受到影響。對(duì)它們進(jìn)行軌道周期統(tǒng)計(jì)分析發(fā)現(xiàn)它們的軌道周期在88分鐘到10小時(shí)之間均有分布，因此該亞型所處的演化狀態(tài)令天文學(xué)家十分感興趣。通過(guò)IUE衛(wèi)星的觀測(cè)發(fā)現(xiàn)矮新星具有紫外光延遲現(xiàn)象，即在地面的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)了一顆矮新星開(kāi)始爆發(fā)的同時(shí)空間的紫外望遠(yuǎn)鏡卻檢測(cè)不到該目標(biāo)的紫外光流量的爆發(fā)現(xiàn)象，而需要等待12小時(shí)左右的延遲時(shí)間后才觀測(cè)到該目標(biāo)的爆發(fā)現(xiàn)象。但是這種現(xiàn)象的出現(xiàn)至今還沒(méi)有給出足夠令人信服的解釋。UGem型的矮新星一般沒(méi)有大振幅的光變爆發(fā)現(xiàn)象且每次爆發(fā)的強(qiáng)度相當(dāng)。它們的軌道周期大部分處于3.9小時(shí)以上并且在觀測(cè)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(zhǎng)周期爆發(fā)（光變振幅大）和短周期爆發(fā)（光變振幅?。L(zhǎng)周期爆發(fā)的光變振幅在2m-8m且爆發(fā)間隔時(shí)標(biāo)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(shí)標(biāo)沒(méi)有很好的規(guī)律性。從各種觀測(cè)資料來(lái)看，長(zhǎng)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(dāng)頻繁不過(guò)偶爾會(huì)在某次的爆發(fā)后的衰退期出現(xiàn)亮度停滯現(xiàn)象，對(duì)于這類現(xiàn)象目前有一個(gè)黑子理論模型解釋的很好。該模型認(rèn)為雙星系統(tǒng)洛希瓣的內(nèi)拉格朗日點(diǎn)附近的伴星表面上黑子數(shù)目的多少將會(huì)改變系統(tǒng)的質(zhì)量轉(zhuǎn)移率，因?yàn)檩^多的黑子在該區(qū)域出現(xiàn)將會(huì)阻礙伴星的物質(zhì)轉(zhuǎn)移并最終會(huì)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(gè)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(huì)有大振幅的光變爆發(fā)現(xiàn)象。目前理論（11）認(rèn)為矮新星的爆發(fā)都是發(fā)生在吸積盤(pán)上，并且由于吸積盤(pán)上的亮斑演化導(dǎo)致盤(pán)上的高密度物質(zhì)被點(diǎn)亮而形成了一個(gè)亮環(huán)，相反盤(pán)上的其它區(qū)域的亮度還沒(méi)有太大的變化，這就產(chǎn)生了矮新星爆發(fā)的一個(gè)重要的導(dǎo)火索——將原先盤(pán)上的冷卻激波轉(zhuǎn)變?yōu)榱藷峒げ?。而這條熱激波從誕生起就開(kāi)始迅速的同時(shí)向盤(pán)外區(qū)和盤(pán)內(nèi)區(qū)傳播并將整個(gè)盤(pán)內(nèi)的物質(zhì)不斷加熱直到爆發(fā)或者出現(xiàn)SUUma型的長(zhǎng)周期爆發(fā)，之后向外傳播的熱激波在未到達(dá)盤(pán)的外邊緣時(shí)就被反射回來(lái)并轉(zhuǎn)變?yōu)橄騼?nèi)傳播的冷卻激波這時(shí)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(gè)盤(pán)的溫度恢復(fù)到爆發(fā)前的寧?kù)o態(tài)等待下一次的亮斑出現(xiàn)。整個(gè)過(guò)程見(jiàn)圖7.所示。因此在矮新星的爆發(fā)期間吸積盤(pán)的內(nèi)部結(jié)構(gòu)必然會(huì)發(fā)生顯著的變化：如內(nèi)區(qū)表現(xiàn)為光學(xué)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(xué)薄。天文學(xué)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(shí)兩者都屬于吸積盤(pán)上的爆發(fā)而不同點(diǎn)在于前者是從盤(pán)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(jī)制解釋的最好的是UGem型矮新星，因?yàn)檫@類星的爆發(fā)形狀和爆發(fā)間隔都有近嚴(yán)格的周期，而B(niǎo)型爆發(fā)機(jī)制解釋的最好的是SSCyg,因?yàn)樗鼈兙哂虚L(zhǎng)周期爆發(fā)和短周期爆發(fā)交替的特征。理論上認(rèn)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(pán)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(pán)上最初的兩個(gè)亮斑，因白矮星的自旋運(yùn)動(dòng)而產(chǎn)生的扭矩和盤(pán)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?kù)o態(tài)到爆發(fā)態(tài)和從爆發(fā)態(tài)到寧?kù)o態(tài)的運(yùn)動(dòng)過(guò)程,其中從h到c可以看出從寧?kù)o態(tài)到爆發(fā)態(tài)吸積盤(pán)從冷盤(pán)轉(zhuǎn)換成熱盤(pán)，而相反從d到g可以看出從爆發(fā)態(tài)到寧?kù)o態(tài)吸積盤(pán)又從熱盤(pán)轉(zhuǎn)化為冷盤(pán)。(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(wú)磁激變變星，即白矮星的磁場(chǎng)強(qiáng)度遠(yuǎn)遠(yuǎn)低于能監(jiān)測(cè)到的強(qiáng)度或者說(shuō)它們的磁場(chǎng)對(duì)整個(gè)系統(tǒng)的物理特征沒(méi)有引起任何可觀測(cè)的效應(yīng)，而本小節(jié)將要介紹的是白矮星磁場(chǎng)強(qiáng)度都比較大(一般在106高斯到108高斯之間)以至于對(duì)整個(gè)系統(tǒng)的各種物理過(guò)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(hào)都帶有一定的偏振信息，尤其是在光學(xué)和近光學(xué)波段具有較強(qiáng)的線偏振輻射和圓偏振輻射。對(duì)于磁激變變星這個(gè)亞型因其強(qiáng)磁場(chǎng)的存在而具有的最典型的特征便是主星周?chē)](méi)有吸積盤(pán)存在或者只有一個(gè)破碎的部分吸積盤(pán)，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(wú)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(shuō)來(lái)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(guò)白矮星的中心而導(dǎo)致白矮星的南北兩極磁場(chǎng)強(qiáng)度不同，這樣對(duì)于磁激變變星來(lái)說(shuō)是一個(gè)很復(fù)雜的物理機(jī)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(duì)稱（2），將大大降低了觀測(cè)者接收到的信號(hào)中信噪比。根據(jù)磁場(chǎng)強(qiáng)度的強(qiáng)弱和子星自轉(zhuǎn)與軌道轉(zhuǎn)動(dòng)是否同步將該亞型細(xì)分為：AMHer次亞型和DQHer次亞型兩種。前者因?yàn)榘装蔷哂懈鼜?qiáng)的磁場(chǎng)（磁場(chǎng)強(qiáng)度大于107高斯）而使得兩子星之間的相互作用很強(qiáng)致使軌道和子星自旋同步并且只有吸積柱而沒(méi)有吸積盤(pán)，而后者的磁場(chǎng)強(qiáng)度比前者弱一到兩個(gè)數(shù)量級(jí)，因此無(wú)法使軌道和子星的自旋同步并且能使部分的盤(pán)存在。由于該次型的激變變星具有較強(qiáng)的磁場(chǎng)而導(dǎo)致軌道運(yùn)動(dòng)和子星的自旋運(yùn)動(dòng)都更快，因此從伴星轉(zhuǎn)移來(lái)的物質(zhì)流帶有強(qiáng)大的角動(dòng)量而使白矮星的自旋隨著演化而不斷加速最終導(dǎo)致軌道運(yùn)動(dòng)周期大于子星的自旋運(yùn)動(dòng)周期。至今為止已經(jīng)發(fā)現(xiàn)并確認(rèn)為屬于AMHer型的高偏振星有87顆，而統(tǒng)計(jì)分析表明該次亞型的軌道周期一般都短于4個(gè)小時(shí)而且大部分處于周期空缺2小時(shí)以下。它們具有不規(guī)則的長(zhǎng)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(guò)分光分析發(fā)現(xiàn)它們兩個(gè)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(yuǎn)紫外的黑體狀譜線，它們是所有激變變星中最強(qiáng)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(jī)制為主導(dǎo)，因此能夠在軌道運(yùn)動(dòng)的某個(gè)相位上得到線偏振輻射信號(hào)，并且由于強(qiáng)磁場(chǎng)的存在而使接收到的信號(hào)具有較高偏振度（在10%到35%之間）。在AAVSO對(duì)AMHer進(jìn)行了20年的監(jiān)測(cè)過(guò)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(zhǎng)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?chē)呀?jīng)不存在任何吸積盤(pán)這樣一個(gè)很好的質(zhì)量緩存區(qū)了，因此它們的爆發(fā)現(xiàn)象強(qiáng)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(dú)有的吸積柱的掩食也是一個(gè)很有趣的事情，從觀測(cè)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(rèn)有40顆左右的中介偏振星（DQHer次亞型），當(dāng)然這其中還有很多沒(méi)有最終確認(rèn)屬于這個(gè)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(shí)，甚至最長(zhǎng)的可能達(dá)到兩天的時(shí)間，相反低于周期空缺的中介偏振星極其罕見(jiàn)。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(cè)到最終在2004年被錢(qián)德拉塞卡X射線衛(wèi)星觀測(cè)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(zhǎng)并且同時(shí)伴有X射線的振蕩（時(shí)標(biāo)為33秒-67分鐘）。4激變變星中各組成部分激變變星是一個(gè)復(fù)雜的天體系統(tǒng)，它有很多奇特的物理結(jié)構(gòu)單位和獨(dú)特的物理過(guò)程，并且涉及的變星類型有如此之多以至于對(duì)雙星演化鏈的研究有著不可忽視的價(jià)值。正因?yàn)檫@些獨(dú)特性使得激變變星領(lǐng)域成為了現(xiàn)代天體物理研究的一個(gè)熱點(diǎn)，為許多其它領(lǐng)域的研究如：吸積盤(pán)的動(dòng)力學(xué)特征、磁星風(fēng)引起的質(zhì)量和角動(dòng)量轉(zhuǎn)移、引力波輻射的探測(cè)、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(jī)會(huì)。下面將激變變星系統(tǒng)的各個(gè)物理結(jié)構(gòu)單元進(jìn)行分別介紹。4.1白矮星和吸積盤(pán)白矮星的質(zhì)量在不同亞型中都有不同的分布不過(guò)一般說(shuō)來(lái)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(xué)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(duì)于盤(pán)的幾何結(jié)構(gòu)人們無(wú)法從觀測(cè)上直接獲得而只能從理論計(jì)算和其它間接的方法去估測(cè)。因此，目前天文學(xué)家給出了許多盤(pán)的模型其中就數(shù)Shakura和Sunyaev在1973年提出的粘滯薄盤(pán)模型最為經(jīng)典，當(dāng)然還有厚盤(pán)模型，ADAF模型等其它吸積盤(pán)模型。但是對(duì)于激變變星來(lái)說(shuō)經(jīng)典的薄盤(pán)模型并不完全適用，這是因?yàn)榘樾寝D(zhuǎn)移的物質(zhì)流的撞擊打破了盤(pán)的垂向流體靜力學(xué)平衡而形成一種錐形盤(pán)——幾何上外厚內(nèi)?。ㄒ?jiàn)圖4.），并且盤(pán)的垂向和角向結(jié)構(gòu)都無(wú)法準(zhǔn)確得到（5）。由于盤(pán)的內(nèi)部運(yùn)動(dòng)造成其發(fā)射線常表現(xiàn)出不可確定的相移，于是應(yīng)用分光測(cè)量無(wú)法給出準(zhǔn)確且真實(shí)的白矮星軌道運(yùn)動(dòng)。由于盤(pán)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?yàn)閮?nèi)區(qū)的氣體物質(zhì)是光學(xué)薄，因此來(lái)自內(nèi)區(qū)的輻射幾乎都是發(fā)射線，相反長(zhǎng)波段輻射幾乎都是來(lái)自于盤(pán)的外邊緣光學(xué)厚區(qū)域，因此得到的幾乎都是吸收線和吸收帶且隨著盤(pán)半徑的增加其數(shù)目也在增加。倘若對(duì)盤(pán)的假設(shè)與上述的相反，認(rèn)為吸積盤(pán)外區(qū)物質(zhì)密度低而內(nèi)區(qū)密度高則盤(pán)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(biāo)在掩食過(guò)程中食曲線產(chǎn)生嚴(yán)重畸變的情況。96年Smak推測(cè)盤(pán)在爆發(fā)態(tài)時(shí)呈擴(kuò)張趨勢(shì),而相反在寧?kù)o態(tài)時(shí)呈收縮趨勢(shì)，于是在爆發(fā)態(tài)時(shí)盤(pán)會(huì)受到更大的伴星潮汐作用，而這種效應(yīng)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?chē)奈镔|(zhì)是錐形吸積盤(pán)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(gè)太陽(yáng)質(zhì)量并且對(duì)于軌道周期較長(zhǎng)（7小時(shí)到8小時(shí)之間）的激變變星來(lái)說(shuō)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(jì)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(yáng)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(yīng)是出于主序階段的矮星，尤其是對(duì)于軌道周期處于3小時(shí)到5小時(shí)范圍的系而言這個(gè)結(jié)論更準(zhǔn)確；但相反對(duì)于軌道周期大于8小時(shí)的系統(tǒng)其伴星開(kāi)始離開(kāi)主序，而對(duì)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(jìn)入褐矮星序列的候選者。在新星的爆發(fā)期間可以觀測(cè)到伴星，因?yàn)榇藭r(shí)的反射效應(yīng)很大致使伴星變亮。在長(zhǎng)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(dǎo)，這是由于長(zhǎng)軌道周期系統(tǒng)的輻射集中在長(zhǎng)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(lái)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(jiàn)），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(yīng)。來(lái)自于伴星的物質(zhì)流（見(jiàn)圖9.）主要成分是恒星大氣，但如果伴星處于深度對(duì)流的演化階段則還會(huì)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(yùn)動(dòng)。當(dāng)氣流從內(nèi)拉格朗日點(diǎn)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(yùn)動(dòng)到0.07位相時(shí)因帶有強(qiáng)大角動(dòng)量的環(huán)而無(wú)法進(jìn)入白矮星，僅在外圍作圓周運(yùn)動(dòng)，當(dāng)?shù)?.09位相時(shí)，氣流在白矮星外圍運(yùn)動(dòng)形成一個(gè)厚密度的環(huán)狀（密度達(dá)50克每立方厘米）；與此同時(shí)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(shí)的亮斑溫度達(dá)20000K與白矮星的有效溫度相當(dāng)因此成為系統(tǒng)的一個(gè)亮源）（8）,之后就有可能按照3.2.4小節(jié)介紹的爆發(fā)機(jī)制使整個(gè)系統(tǒng)發(fā)生爆發(fā)，或者不再有任何動(dòng)力學(xué)上的變化只是隨著軌道運(yùn)動(dòng)，但亮斑自身也會(huì)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(gè)運(yùn)動(dòng)過(guò)程中會(huì)產(chǎn)生S形波效應(yīng)，導(dǎo)致氣流的輻射譜線從藍(lán)端到紅端交替變化——即產(chǎn)生了強(qiáng)大的多普勒相移。由于氣流的輻射主要是連續(xù)譜且強(qiáng)度很大，于是一般來(lái)說(shuō)都會(huì)將伴星的譜線淹沒(méi)。（10）圖9.這是藝術(shù)家的假想圖。盤(pán)上有明顯的氣流軌跡亮線且在盤(pán)的外邊緣有個(gè)明亮的亮斑，

同時(shí)伴星表面還有大量的黑子活動(dòng)。Whitehurst建立的模型認(rèn)為：超駝峰的出現(xiàn)是由于潮汐熱不穩(wěn)定性加上進(jìn)動(dòng)怪盤(pán)共同作用的效應(yīng)，即伴星對(duì)吸積盤(pán)的潮汐作用使盤(pán)被拉長(zhǎng)成橢圓面狀，于是在靠近和遠(yuǎn)離伴星的盤(pán)緣（盤(pán)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(huì)改變整個(gè)吸積盤(pán)的光度、亮度分布，甚至改變盤(pán)的物理對(duì)稱結(jié)構(gòu)，于是產(chǎn)生圖4.的錐形柱盤(pán)，并且在盤(pán)內(nèi)形成激波。潮汐不穩(wěn)定加上熱不穩(wěn)定的模型預(yù)測(cè)超駝峰將出現(xiàn)在長(zhǎng)周期爆發(fā)的極值前的相位，然而觀測(cè)得到的超駝峰滯后于極值相位。這需要獲得更好的觀測(cè)資料進(jìn)行深入的研究和探討。4.3高軌道傾角的激變變星交食對(duì)于激變變星這類有著強(qiáng)烈光變的雙星系統(tǒng)，尋找和研究同時(shí)帶有交食光變的目標(biāo)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(cè)經(jīng)驗(yàn)和強(qiáng)有力的獲取信息能力，因此憑借著這樣一個(gè)獨(dú)特且有效的獲取信息手段，人們可以得到利用別的觀測(cè)手段無(wú)法獲得的重要而有價(jià)值的信息。在雙星研究領(lǐng)域利用交食觀測(cè)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(cè)手段在經(jīng)歷不斷改進(jìn)后仍然是研究雙星領(lǐng)域中一個(gè)不可或缺的觀測(cè)手段。對(duì)于激變變星而言因其主星帶有一個(gè)吸積盤(pán)或吸積柱，因此伴星掩盤(pán)或柱的交食過(guò)程比其他類型的雙星系統(tǒng)的掩食過(guò)程更加有趣(見(jiàn)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(huì)使這類天體系統(tǒng)的掩食過(guò)程更有價(jià)值。因?yàn)閷?duì)食激變變星的觀測(cè)和分析研究可以獲得更多吸積盤(pán)或吸積柱的幾何結(jié)構(gòu)和兩子星的質(zhì)量和半徑。通過(guò)對(duì)大量激變變星的交食過(guò)程進(jìn)行分析發(fā)現(xiàn)掩食系統(tǒng)中盤(pán)的光度更為主要，因?yàn)槠涔庾兦€的形狀主要是由盤(pán)面的亮度分布決定，如亮斑出現(xiàn)在盤(pán)的位置等等。當(dāng)運(yùn)用不同的濾光片對(duì)食激變變星進(jìn)行觀測(cè)時(shí)發(fā)現(xiàn)它們具有一個(gè)共同的特征：從長(zhǎng)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(shí)標(biāo)從長(zhǎng)到短，這現(xiàn)象是由于長(zhǎng)波端輻射主要是來(lái)源于伴星和吸積盤(pán)的外邊緣，而短波端輻射是在盤(pán)的內(nèi)區(qū)和白矮星表面(15)。現(xiàn)在運(yùn)用CCD來(lái)代替底片獲取天體信息，將原初的模擬信號(hào)轉(zhuǎn)化為便于電子設(shè)備如電子計(jì)算機(jī)處理的數(shù)值信號(hào)，這樣大大的提高了觀測(cè)資料的精度和數(shù)量，并且使得天文學(xué)家對(duì)食激變變星的極小時(shí)刻的計(jì)算精度也大大提高了。因此人們可以獲得更準(zhǔn)確的有關(guān)激變變星的資料，這對(duì)于揭開(kāi)它們神秘的面紗有很重要的意義。由測(cè)光得到的極小時(shí)刻可以精確到萬(wàn)分位，因此人們可以獲得極為精確地軌道運(yùn)動(dòng)周期和可能存在的駝峰周期。這些周期信號(hào)對(duì)于研究激變變星具有相當(dāng)重要的價(jià)值，因?yàn)樗且粋€(gè)能夠通過(guò)觀測(cè)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(xué)家對(duì)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(yù)言質(zhì)量轉(zhuǎn)移率大的系統(tǒng)有長(zhǎng)的軌道周期，且周期長(zhǎng)的系統(tǒng)盤(pán)的幾何尺寸也比較大，粘滯時(shí)標(biāo)也比較長(zhǎng)；目前激變變星的演化理論認(rèn)為軌道角動(dòng)量的變化對(duì)于激變變星的演化過(guò)程是一個(gè)很重要的刺激因素,因?yàn)樵撟兓軌虼偈辜ぷ冏冃遣粩嘞蜍壍乐芷谠絹?lái)越短的狀態(tài)演化。而激變變星系統(tǒng)的角動(dòng)量本身就不守恒，其損失機(jī)制有：引力波輻射(在軌道周期小于2小時(shí)的系統(tǒng)中)，磁軔致冷卻即磁星風(fēng)機(jī)制(在軌道周期大于3小時(shí)的系統(tǒng)中)和最近提出的吸積盤(pán)的星周物質(zhì)帶走角動(dòng)量機(jī)制等等。(2)如果將某個(gè)目標(biāo)觀測(cè)得到的所有極小時(shí)刻數(shù)據(jù)結(jié)合起來(lái)，就可以對(duì)該目標(biāo)進(jìn)行長(zhǎng)期的軌道周期變化分析并得到重要的光時(shí)軌道效應(yīng)曲線進(jìn)而獲得對(duì)整個(gè)系統(tǒng)更詳細(xì)的信息，如兩子星之間的物質(zhì)和角動(dòng)量交流過(guò)程，兩子星之間的磁場(chǎng)和引力場(chǎng)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(dāng)然現(xiàn)在還有一種新的處理交食過(guò)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(pán)的物理圖像對(duì)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(guò)對(duì)軌道傾角大于60。的矮新星監(jiān)測(cè)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(gè)偏食系統(tǒng)(只有吸積盤(pán)被部分掩食)，它的軌道傾角在65。左右。通過(guò)比較它在爆發(fā)態(tài)和寧?kù)o態(tài)的食深時(shí)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(lái)的閃變現(xiàn)象消失了。這表明了UGem在爆發(fā)期間吸積盤(pán)

的外邊緣是整個(gè)系統(tǒng)亮度的主導(dǎo)并且在盤(pán)的外區(qū)應(yīng)有一個(gè)帶