作者|赵经远
编辑|史玲玲
公众超新星搜寻项目（PSP）原有设备为一架星特朗C14，该设备自2015年7月28日（本文所有时间均为北京时间）上线以来，兢兢业业，让不少公众通过该项目参与进科学发现，取得了不俗的战绩。截至今年9月中旬，C14在PSP中已发现36颗候选体，其中19颗超新星、9颗河外新星获得证认。
今年4月15日，高兴老师提议将半米望远镜（HMT）的一部分观测时间投入PSP，得到了大家的积极响应。从那以后，HMT就在为加入PSP做准备。6月7日，HMT正式加入PSP，与原有的C14合并运行，同时出图。
与项目网页上C14图像的切割模式不同（C14模式只切割出原始图像中的星系部分天区，并在网页上放出，这将使剩余图像中可能存在的变星和一些罕见天体类型，只能通过直接查看原始图像的方法发现，而无法在网页图像中发现），为了充分利用HMT的大视场优势，HMT将原始图像切割为9块，类似九宫格，依次编号，后缀名为fts5的图像一定含有星系，其他图像则不一定（如下图）。在HMT模式下，有比C14模式更大的概率发现其他各类变星和一些罕见的天体类型。
HMT模式切割图像示例
（图片来源于星明天文台/HMT）
由于HMT与C14在拍摄、图像切割等方面的差异，导致出图量大幅增加，每人每一批图最多可提交4张可疑图像的限制变得不符合实际。为了让更多人可以参与到新天体发现中来，也为了真实目标不至于淹没在繁浩的数据之中，高兴老师将每人每小时可提交可疑图像的数量增加至10张。这样不可避免地，参与者提交的可疑图像数量也随之增加，管理员查验渐渐显得力不从心，后台可疑图像出现积压的情况。为此，PSP管理员团队在9月初吸纳了一批有意愿加入查验工作的参与者作为管理员（后续将陆续推送他们的专访）。
目前HMT加入PSP半年有余，它不负众望，已发现1颗超新星、3颗河外新星（详见之前的报道），与C14今年以来的发现数量持平。除了超新星、河外新星以外，今年HMT和C14也发现了一批其他类型的变星候选体，其中一些已被国际变星索引（VSX）收录并分类，下面就让我们来了解一下。
变星
指亮度或物理性质随时间变化的恒星，在某种意义上所有恒星都是变星，然而大部分恒星在几百年、几千年甚至几万年的时间尺度上变化很微弱，通常所说的变星并不包括这些恒星，本文也是如此。
一、矮新星
矮新星是一类爆发频繁的激变变星，对它们的研究可以追溯至1855年英国天文学家约翰·罗素·辛德发现的双子座U，这是人类历史上除去超新星、新星之外发现的首颗激变变星，对于矮新星的研究起到了至关重要的作用，因此矮新星也被称为双子座U型变星。
矮新星两次爆发的时间间隔在十几天至数十年，它们的光变幅度通常在2-9星等之间，与大部分新星相比要小一些（新星光变幅度通常在7-19星等）。矮新星起源于双星系统，其中一颗是白矮星，它会吸积伴星的物质，形成吸积盘，吸积盘脉冲式释放引力能，使吸积盘增亮，这便是矮新星爆发的原因。
矮新星的理论模型
（图片来源于《天文学进展》,2014(4):441-461）
矮新星可分为许多子类，其中光变幅度最大的一类称为大熊座SU型变星（UGSU），这种类型的矮新星存在正常爆发（光变幅度较小，持续时间较短，爆发较为频繁）和超级爆发（光变幅度较大，持续时间较长，爆发较为少见），它们的代表是大熊座SU。
VSX将HMT发现的2颗变星候选体收录并分类为矮新星（UG），另有1颗收录并分类为疑似矮新星（UG：，冒号“：”表示分类不确定，下同）、2颗收录并分类为疑似大熊座SU型变星（UGSU：）[意大利超新星搜寻项目的业余天文学家Claudio Balcon 获得了疑似大熊座SU型变星PSP21ad的光谱，将其分类为激变变星（CV），可在暂现源名称服务网（TNS）上查看他的光谱]，如下表：
HMT被VSX收录的（疑似）矮新星
（制表：赵经远）
二、耀星
耀星是一种爆发变星，其代表是1948年首次记录下增亮的鲸鱼座UV，因此也被称为鲸鱼座UV型变星。它们经常在几分钟内急剧增亮，十几分钟到几小时后恢复到正常亮度，光变幅度有时可以达到6星等，这种亮度变化是恒星的大规模耀斑爆发（与太阳耀斑类似，但要剧烈得多）造成的。
耀星蝎虎座EV艺术图
（图片来源于NASA）
HMT发现的8颗变星候选体被VSX收录并分类为耀星（UV），另有1颗被收录并分类为疑似耀星（UV：），如下表：
HMT被VSX收录的（疑似）耀星
（制表：赵经远）
三、食变星
食变星的亮度变化是由于双星系统相互掩食形成的，因此又称食双星。它们的光变曲线呈现两个不同的极小亮度：当较亮的恒星被遮掩（主星食）时，出现变幅较大的极小亮度，称为“主极小”；当较暗的恒星被掩食（次星食）时，出现变幅较小的极小亮度，称为“次极小”。食变星的亮度变化呈现很强的周期性，从一次主极小到下一次主极小为一个光变周期，这也是食变星中的两颗子星相互绕转的轨道周期。
根据光变曲线可以将食变星分成多个子类，其中可以从光变曲线中分辨出掩食开始和结束时刻的一类称为大陵型变星，它们的主星食与相邻的次星食之间，亮度基本不变。大陵型变星的光变周期从几小时到数十年，光变幅度从0.01星等到数星等，代表是大陵五。
食变星理论模型
（图片来源于杜伦大学物理学系）
光变曲线
表现天体亮度随时间变化的图表，一般以天体亮度为纵坐标，时间为横坐标。通过分析光变曲线可得到天体的许多参数。
相位图
又名“叠加光变曲线”，顾名思义，就是把多个周期的光变曲线叠加在一起。纵坐标为天体亮度，横坐标为相位（每个测光数据在其所在周期中相对位置的参数）。对于大多数变星，相位从极大亮度起算；对于食变星等类型，取主极小为相位的零点，主极小的时刻为相位图的历元。
HMT发现的3颗变星候选体被VSX收录并分类为大陵型变星（EA），如下表：
HMT被VSX收录的大陵型变星
（制表：赵经远）
它们的相位图如下：
PSP21ab相位图
（图片来源于VSX）
PSP21ak相位图
（图片来源于VSX）
PSP21am相位图
（图片来源于VSX）
四、分类不明确
这里所说的分类不明确，是指被VSX中类型缩写为VAR的变星。这类变星被明确观测到亮度变化，但观测数据不够多，不足以对它们作出确切分类。
HMT发现的1颗候选体被VSX收录但没有明确分类（VAR），如下表：
HMT被VSX收录但未明确分类的变星
（制表：赵经远）
五、未收录
除了上述被VSX收录的变星外，还有一些未被收录的变星候选体，其中HMT发现8颗，C14发现4颗，如下表：
C14和HMT未被VSX收录的变星候选体
（制表：赵经远）
以上所述的所有变星和候选体的发现、上报和证认方式，与超新星、新星等有着很大的不同。很多变星类型需要持续且足够的测光数据，分析出光变周期等参数，在此之后才能上报（超新星、新星、矮新星、耀星等类型除外），但是PSP的巡天模式并不足以得到持续的测光数据。最近PSP管理员摸索出这样一种模式：先从PSP参与者提交的可疑目标中筛选出有明确光变的目标作为候选体，然后利用茲威基暂现源巡天（ZTF）等项目公开的测光数据分析出所需的参数，再上报至VSX，待VSX管理员审核、修改完善之后才可能收录。如果一颗变星候选体周期不确定（不规则变星等类型没有确切的周期）、数据不完整、类型不明确等，那就可能无法收录。
因此，在这里提醒各位参与者，变星候选体从查验到上报，再到最终的收录，每一个过程都费时费力。各位如果有变星候选体被留在列表里，请不要着急，惊喜随时可能降临，请耐心等待哦～
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参考资料
1、公众超新星搜寻项目，
https://nadc.china-vo.org/psp/
2、The International Variable Star Index，
https://www.aavso.org/vsx/
3、Transient Name Server，
https://www.wis-tns.org/
4、CBAT “Transient Objects Confirmation Page”，
http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/tocp.html
5、韩忠涛.矮新星概述与研究进展[J].天文学进展，2014(4):441-461.
6、伊恩·里德帕斯著，李元、沈良照等译，诺顿星图手册，湖南科学技术出版社，2012年2月
7、Flare star，Detailed Pedia，
https://www.detailedpedia.com/wiki-Flare_star
8、美国变星观测者协会著，程思淼译，目视变星观测手册，2012年
9、General Catalog Query Engine，
https://irsa.ipac.caltech.edu/cgi-bin/Gator/nph-scan?submit=Select&projshort=ZTF
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