星明天文台在星明的日常巡天项目（PSP、PAT、KATS、EAST、NEXT等）和ZTF、ATLAS、TESS、ASAS-SN等公开数据挖掘过程中，经常会遇见一些有趣的目标。它们大部分在可见光波段显示出了出人意料的特性，却又因为各种原因（缺少光谱、缺少其他波段观测记录等等）无法确认分类或无法弄清有趣现象的成因和机制。我们下面简单罗列了一部分，欢迎有兴趣的专业研究机构或者同好与我们一起进一步探究，在相互切磋中共同成长！如果有任何线索或想法，请联系星明天文台PSP项目的任意一位管理员。
| 一、AT 2022vhb（TNS分类：AGN） |
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| 这个目标增亮时间长达60余天，目前虽被分类为AGN，但其光谱与IIn型超新星也十分相似，如果它是一个超新星，它对应的爱丁顿光度显示它可能是一个II型超亮超新星（绝对星等约-23.1，可能是最亮的SLSN之一？），其光变曲线也与SLSN相似。在Swift对其的观测中，没有探测到X射线波段的变化。而同时，我们注意到这个目标的光变曲线也与TDE较为接近，但目前也没有十足的证据表明这个瞬变源是一次潮汐瓦解事件。 |
| 二、TCP J06034417+2121483（VSX分类：VAR） |
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| 最初，这个目标表现得很像一个微引力透镜现象。但是随着数据的增多（光变曲线显示出非对称的上升和下降）以及更多开源数据记录到的爆发事件（如WISE和ASAS-SN 2015年的记录等），我们愈发认为它不是一次引力透镜现象（VSX上的类型已从Microlens:修订为VAR）。但它具体是什么还不得而知。
在星明天文台进行公开数据挖掘时，还发现了两个疑似的微引力透镜候选体，可信度较高。但由于未在任何渠道公开这些发现，因此欢迎有相关研究课题和方向的同好私聊管理员了解更多信息。 |
| 三、XM110HT（VSX分类：YSO/DIP:） |
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| 这个目标的光变曲线其实更像一颗RCB星，但现有的红外颜色和Gaia视差并不支持它具有RCB星的性质。对于NL/VY来说，它也不够蓝。因此暂时分类为疑似初期恒星体（事实上有一些参数也并不符合YSO的要求），对于光度突然下降5等以上的解释是可能被尘埃遮挡了。 |
| 四、VSSP J061947.07+170350.7（VSX分类：RCB） |
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| 这个目标缺少可信的光谱信息，从而无法进一步判断类型。LAMOST针对此目标拍摄的光谱信噪较低，无法判断，因此我们企盼有光谱能力的同好能帮助我们获取这个目标的光谱信息。
[更新：2023年9月，星明天文台拍摄光谱，确认为C-N光谱型，变星类型为北冕座R型星（RCB）。这类变星数量稀少，有一定研究价值] |
| 五、VSSP J005332.97+534422.3（VSX分类：ACV） |
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| 这个目标可能是一颗化学组成特殊星（CP星），它在不同波段的亮度变化呈现出相反的趋势，这种现象可能与恒星的磁场、化学组成等特性有关，意味着在可见光区域存在零波长（null wavelength，在零波长处，亮度不会发生变化）。这种现象在可见光波段非常少见，少数ACV型变星具有这个特征。综合这个目标的光谱信息、光变曲线、恒星其他参数特征等信息，确认它为一颗ACV型变星。同时，这一目标是目前所知周期第五长的ACV型变星，具有一定的研究价值。 |
| 六、VSSP J172833.00-132728.1（VSX分类：SXPHE） |
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| 这个脉动变星有着不同寻常的动力学特性。在某些特殊时间段中，会表现出相位的突然偏移（不是渐进的，在一些具有脉动变星的双星系统中，相位的渐进偏移是存在的）。我们通过ZTF、ATLAS数据反复实验，排除了设备问题或时钟问题造成这个现象的可能，对这种情况的出现原因完全没有头绪。 |
| 七、VSSP J041622.56+832103.7（VSX分类：*）、ZTF J025226.49+450144.8（VSX分类：*）、VSSP J163327.07-200334.8（VSX分类：*） |
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| ATLAS发现了数个与上图类似的变星，称其为“ATLAS上下颠倒的食双星”（ATLAS upside down eclipsing binaries），但其光变曲线如此的原因可能并不是食变造成的。早期认为可能是由于强烈的O’Connell效应引发的，但没有足够的证据。现在倾向于认为有其他机制造成此种光变情况，将其分类为现行分类系统之外的种类。星明天文台一共发现了三个具有类似特性的目标，如上图所示。 |
| 八、再发新星M31N 2017-01e（=AT 2017zq=AT 2022fcy） |
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| M31N 2017-01e是一个再发新星，已知6次爆发，是已知爆发次数最多的M31新星之一，仅次于M31N 2008-12a，我们主导发现了其中4次爆发（2014年6月、2019年9月、2022年3月、2024年8月），另外还参与发现了2012年1月的爆发。相邻两次爆发间隔平均为2.53±0.02年（已知第2短，仅次于一年一炸的M31N 2008-12a），预计下次爆发将发生在2027年3月左右，届时应当注意监测。它从爆发开始到结束仅需约一周的时间， 这在所有新星中可能是最快的。此外，该新星与一颗20.5等左右的蓝色变源位置相同，它未爆发时的光变周期约14.3天[见上图，测光数据来自Vilardell et al. (2006)]。假设蓝色变源是新星的前身星，那么可以得到：该新星在爆发时的光变幅度仅3等，这在所有新星中是最小的； 它未爆发时的绝对星等约-4.2等，在所有新星中是最亮的。已获得20.5等蓝色变源的单晚光谱，光谱特征由一颗蓝巨星主导。目前的模型无法完美地解释这种新星系统。希望有大型望远镜观测时间的专家学者提供帮助，以获得静止状态下14.3天周期内的时间分辨光谱（time-resolved spectroscopy）和高分辨率深场图像，进一步确认新星与蓝色变源之间的关联，并对该新星系统的特殊性质进行研究，为其构建完整的模型。关于该目标的更多信息见RNAAS文章（2022年）和RNAAS文章（2024年）。 |
| 九、VSSP J205901.18+243333.0（VSX分类：AM） |
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| 双峰、短周期以及总体的光变曲线相位图都指向这个目标可能是一个高偏振星（polar），同时WISE数据暗示了一定程度的红外过量，附近有X射线源记录。我们目前正怀疑这个目标是否有可能是CBSS或CBSS/V，准备在较亮的时间拍摄他的光谱。观察He II 4686谱线是否足够强。 |
| 十、VSSP J063224.80+100109.3 一颗已经变暗了很长时间的目标（VSX分类： E: ） |
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| 长时间下降、对称的光变曲线，怀疑是食变事件。也有老师怀疑是恒星远距离尘埃盘（温度不高）导致的，有待进一步研究。目前希望大家广泛查询历史数据，观察是否有其他亮度下降的事件；希望大家经常多波段后随；希望大家拍摄不同相位时的光谱。如果这个目标是EA，周期将会非常长。星明团队为此撰写了一篇AstroNote 2024-129说明这个目标的情况和性质。 |
| 十一、VSSP J074315.95-254628.6（VSX分类： UG: ） |
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| 这个目标仅在一定时间范围内有“假的周期”，整体不存在一个较为稳定的准周期。绝对星等较弱（~+4.5），不满足B型高质量恒星，比较偏向CV类型。目前分类为UG，但是振幅太小了，是非常不常见、难以分类的系统。 |
| 十二、VSSP J171959.19-194416.9（VSX分类：CWA:） |
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| 这是一个很难分类的目标。F型光谱。300天的周期不可能是EW、EB型变星；超过30%的下降排除了EA。目前认为RV或CW型比较合适，但振幅并不完全匹配。 |
| 十三、极短周期DSCT列表（持续更新中） |
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| VSSP团队发现了十六个极短周期（周期小于0.015 d * E）的脉动变星，目前均暂时分类为DSCT。但我们认为其中应该不乏有光谱特殊的恒星，则对应的目标应该重新分类为roAm或roAp。这些目标大多在10-13 Vmag左右，适合进行高分辨率光谱观测，以确定其是否具有金属线或化学性质特殊。我们期待与专业的光谱机构进行合作。 |
| 十四、VSSP J204823.88+361519.5（VSX分类：EA:）、VSSP J190538.67-264914.3（VSX分类：EA:） |
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| 对EA来说，这个目标的振幅有些太大了，可能是某些尚未明确的机制或者是新类型的变星，VSX目前暂时分类为EA，与之类似的目标还有BMAM-V644和BMAM-V623。 |
| 十五、VSSP J184614.54-135310.4（VSX分类：L:|E:） |
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| 根据其WISE和2MASS颜色，该目标不是RCB。由于没有任何光谱观测显示碳星，我们也无法将其归类为DYPER。它可能是某种尘埃（或共生？）食变星，它有两个形状和深度可变的变暗事件，相隔1500-1600 d*E。2025年11月左右可能会有新的变暗事件。在光谱信息没有明确前，先将其归类为L:|E:。 |
由于尚未上报、发布而没有更新在此页面上的有趣目标包括但不限于：一颗不明原因两次大幅增亮的目标等。