[拼音]：baofa bianxing

[外文]：eruptive variable star

一种亮度突然激烈增强的变星，光变起因于星体本身的爆发。星体在爆发之前是处于相对稳定或缓慢变化状态的。虽然一部分爆发变星有人称为灾变变星，其实，这种激烈变化对星体本身来说并不一定是“灾难性”的，有时只不过是处在由渐变到激变的转折阶段而已。

狭义的爆发变星通常包括：

（1）新星；

（2）再发新星；

（3）矮新星；

（4）类新星。有人称这几种变星为激变变星。新星爆发非常猛烈，亮度会激增9个星等以上，1975年天鹅座新星(V1500　Cyg)的光变幅竟超过19个星等。新星爆发时亮度增加非常快，通常以日计，但减光过程却慢得多，要以月计或年计。一般新星在其历史中只能被观测到一次爆发。观测到一次以上爆发的新星通常称为再发新星，其爆发规模比新星小，光变幅也比新星小，而且两次爆发的时间间隔越短，光变幅就越小。矮新星是一

爆发变星在宁静期的亮度有复杂的变化，变幅有的达几个星等。有一部分星有周期性光变──食象和时间尺度为分级或秒级的闪变。它们宁静期的分光特征大多是蓝连续谱上迭加着发射线，通常有氢线、氦线、钙线等。现在已能在很宽的波段（从射电到 X射线）上对爆发变星进行观测。例如1975年从麒麟座新星(V616Mon)和矮新星天鹅座SS、双子座U等观测到X射线；从新星巨蛇座FH、海豚座HR、天鹅座V1500等观测到射电辐射。

二十世纪五十年代发现1934年武仙座新星有食象，又发现再发新星北冕座 T、矮新星天鹅座SS、类新星宝瓶座AE的规则性视向速度发生变化，由此证明它们是双星。到目前为止，已发现30个左右这样的爆发变星。目前流行的观点是用密近双星的原理来解释爆发变星的现象，认为两子星间的质量交流是复杂的光度变化、光谱变化的起因。但是这种理论还存在很多的矛盾和困难。有人评论说，即使是最成功的理论，也不能粗略地模拟新星的光变曲线的外形，更不能用统一的模型去解释它们之间的差别。双星模型和非双星模型之争已持续多年。

爆发变星除了上述四种以外，还有超新星和耀星。爆发规模超过新星的叫超新星。它爆发时亮度增强17个星等以上（即光强增加千万倍至上亿倍），以后慢慢地下降。最著名的超新星是我国历史上记录的宋朝至和元年(1054年)的超新星。耀星（其中的一大类也叫鲸鱼座UV型变星）的亮度在几十秒或几十分钟内突然上升，亮度下降则稍慢一些，变幅从1个星等到10个星等。耀星大部分时间处于宁静期，是光谱为K型或M型的矮星。也有人把耀星及有关天体(如金牛座T型变星、赫比格－阿罗天体等)叫星云变星，因为它们常与星云成协。

广义的爆发变星还可以包括任何非几何原因的光度突然增强的变星，例如某些金牛座T型变星，某些共生星等。

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