第60卷第4期 天文学报 VoL60 No4 019年7月 ACTA ASTRONOMICA SINICA Jul.,201 doi:10.15940/ j cnki.0001-52452019.04.008 激变变星3种周期振荡现象 的观测研究进展* 潘翠云L2戴智斌1 (1中国科学院云南天文台昆明650011) (2中国科学院大学北京100049) 摘要激变变星( Cataclysmic Variables,CV的典型特性是其存在3种周期振荡现象,周 期振荡指准周期性的光度快速变化.按光变时标由短到长,CV的周期振荡可分为矮新星 振荡、长周期矮新星振荡和准周期振荡.对3种不同振荡在观测上的特征以及在不同亚 型CV中的表现进行了介绍,并阐述了可能产生3种周期振荡的物理机制.这些振荡现象为 人们研究白矮星的吸积和几何提供了丰富的信息和线索 关键词激变变星,矮新星振荡,准周期振荡,长周期矮新星振荡,吸积 中图分类号:P145;文献标识码:A 1引言 激变变星( Cataclysmic variables,CV)是由一个光谱为G、K、M型的晚型主序星 和一个白矮星构成的半接密近双星系统在CV中,白矮星通常称为主星( Primary), 晚型的主序星也叫次星 secondary).它们可以分为5种不同的亚型:矮新星( Dwarf Noa,DN)、经典新星( Classical Nova,CN)、再发新星( Recurrent nova,RN)、类新 星( Nova-like,NL)和磁激变变星( Magnetic CV,MCV).根据白矮星的磁场强度,MCV又 分为磁场很强的高偏振星( Polar)和磁场较弱的中介偏振星( Intermediate polar,IP) 周期振荡是一种短时标、准周期性的光变,时标范围一般在几秒至几十分钟间,振幅 在0.001-01mag之间.这种振荡行为是天体在吸积过程中产生的,不仅出现在CV中,在 共生双星和X射线双星中也能观测到2-3.周期振荡是CV普遍存在的观测特性,不仅表 现出不同时标的亮度变化,还有不同程度的相干调制.除了3种周期振荡外,CV还有 种不规则的光变类型称为闪变( lickerin),它是一种随机的、非周期性光变,振幅变化 在01-0.5mag之间,时标大约是数十秒到几十分钟 目前, Woudt等人、 Warner等人和 Pretorius等人在CV的周期振荡方面做了一系列 的系统研究12.在观测上,几乎所有CV的亚型都能探测到周期振荡.对于不同亚型 019-02-27收到原稿,2019-04-8收到修改稿 云南省自然科学基金项目(2016FB007)资助 trypan@ynaoaccn zhibin -dai@ynao accn
第60卷 第4期 天 文 学 报 Vol.60 No.4 2019年7月 ACTA ASTRONOMICA SINICA Jul., 2019 doi: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.04.008 激变变星3种周期振荡现象 的观测研究进展∗ 潘翠云1,2† 戴智斌1‡ (1 中国科学院云南天文台 昆明 650011) (2 中国科学院大学 北京 100049) 摘要 激变变星(Cataclysmic Variables, CV)的典型特性是其存在3种周期振荡现象, 周 期振荡指准周期性的光度快速变化. 按光变时标由短到长, CV的周期振荡可分为矮新星 振荡、长周期矮新星振荡和准周期振荡. 对3种不同振荡在观测上的特征以及在不同亚 型CV中的表现进行了介绍, 并阐述了可能产生3种周期振荡的物理机制. 这些振荡现象为 人们研究白矮星的吸积和几何提供了丰富的信息和线索. 关键词 激变变星, 矮新星振荡, 准周期振荡, 长周期矮新星振荡, 吸积 中图分类号: P145; 文献标识码: A 1 引言 激变变星(Cataclysmic Variables, CV)是由一个光谱为G、K、M型的晚型主序星 和一个白矮星构成的半接密近双星系统. 在CV中, 白矮星通常称为主星(Primary), 晚型的主序星也叫次星(secondary)[1] . 它们可以分为5种不同的亚型: 矮新星(Dwarf Nova, DN)、经典新星(Classical Nova, CN)、再发新星(Recurrent Nova, RN)、类新 星(Nova-like, NL)和磁激变变星(Magnetic CV, MCV). 根据白矮星的磁场强度, MCV又 分为磁场很强的高偏振星(Polar)和磁场较弱的中介偏振星(Intermediate Polar, IP). 周期振荡是一种短时标、准周期性的光变, 时标范围一般在几秒至几十分钟间, 振幅 在0.001–0.1 mag之间. 这种振荡行为是天体在吸积过程中产生的, 不仅出现在CV中, 在 共生双星和X射线双星中也能观测到[2–3] . 周期振荡是CV普遍存在的观测特性, 不仅表 现出不同时标的亮度变化, 还有不同程度的相干调制. 除了3种周期振荡外, CV还有一 种不规则的光变类型称为闪变(flickering), 它是一种随机的、非周期性光变, 振幅变化 在0.1–0.5 mag之间, 时标大约是数十秒到几十分钟[4] . 目前, Woudt等人、Warner等人和Pretorius等人在CV的周期振荡方面做了一系列 的系统研究[5–12] . 在观测上, 几乎所有CV的亚型都能探测到周期振荡. 对于不同亚型 2019-02-27收到原稿, 2019-04-08收到修改稿 ∗云南省自然科学基金项目(2016FB007)资助 † cypan@ynao.ac.cn ‡ zhibin dai@ynao.ac.cn 35-1
60卷 天文学报 4期 的CV,其振荡特性也不一样,如矮新星 VW Hail的周期振荡特性比较稳定且连贯,成为 深入研究的对象∽6.9.12.日前在许多CV中都能观测到周期振荡现象,但还没有统一的 物理模型来解释其产生机制.周期振荡的短时标表明其物理起源可能与致密星的吸积过 程密切相关,近年来已成为研究吸积结构和理论的一个重要途径.本文将具体阐述周期 振荡在不同爆发态、不同亚型CV中的特性以及可能的产生机制 2CV的周期振荡概述 1979年 Robinson等[3根据相干性把CV的周期振荡分为相位相干、周期比较短且 稳定的相干性振荡和相位不相干、周期较长且不稳定的准周期振荡( quasI- periodic oscillation,QPO).如0世纪末期,CV的周期振荡主要包括相干性振荡和准周期振荡. 1981年 Patterson[i提出把短周期、高相干的振荡称为矮新星振荡( dwarf nova oscil- ation,DNO)来区分QPO.1984年 Robinson等发现仅凭相干性这一条件并不能很 清晰地区分DNO和QPO.2004年, Warner根据光变的周期,将周期振荡分为DNO QPO以及长周期矮新星振荡( onger period dwarf nova oscillation, IpDNO).因此,CV中 的振荡研究可以分为2个阶段:第1个阶段是70年代到90年代,根据相干性简单地把周期 振荡分为DNO和QPO.第2个阶段是从204年至今,人们根据光变的时标来对周期振荡 进行分类,并将以前观测的振荡信号细分为3种类型:DNO、QPO和 PiNO 2.1 DNO DNO的光变时标比较短,典型周期是8-40s,CV的DNO周期通常少于100s.振幅 般仅有千分之几星等.虽然光学波段DNO的振幅很低,但是傅里叶变换分析使探 测低振幅的DNO成为可能1,偶尔振幅达到001mag量级时可以在光变曲线上直接看 到.DNO是中度相干振荡,其振幅与系统的轨道倾角没有明显关系.周期-亮度关系 是DNO的一个普遍特征,DNO的周期(PDNo)是光学波段亮度(1)的双值函数,在爆发前 后具有等亮度值,因此爆发时在PbNo-I图上会出现一个弧即香蕉图,这就是周期亮 度关系,如图1所示,对矮新星而言,当DNO周期减少,目标源正处于正常爆发的上升 阶段,周期增加,说明是在爆发后的下降阶段.对于DNO除了光学波段观测外,在一 些CV(如 SS Cyg、UGem和VWHⅵyi等)中也对其进行了X射线波段的观测,研究发现目 标源 VW hyi在爆发下降阶段,X射线波段的亮度也遵循周期亮度关系1.与DNO的光 学波段观测一样,X射线波段的信号脉冲是正弦波,而且光学和X射线波段的DNO周期 有明显的相似性,因此人们可以在不同波段来研究DNO 2.2 QPO QPO是3种类型中周期最长、相干性最弱的振荡,周期范围大约在50-10005,相 干时间通常只有几个周期.因此,QPO振荡信号一般很快消失,被另一个不同周期 的QPO所取代,或者产生相位偏移.QPO振荡通常是正弦波,振幅范围比较大,一般在 百分之几到百分之十几星等之间,可以在光变曲线上直接看到,如图2所示.在傅里叶频 谱上以宽范围的频率出现,表现为一个比较宽的包,见图3 QPO有2个明显不同的光变时标1.一些目标源如:V422Oph、V751Cyg、DW Cnc具有周期高达几千秒的振荡19-21,这种光变时标比较长的振荡称为千秒量级 35-2
60 卷 天 文 学 报 4 期 的CV, 其振荡特性也不一样, 如矮新星VW Hyi的周期振荡特性比较稳定且连贯, 成为 深入研究的对象[5–6, 9, 12] . 目前在许多CV中都能观测到周期振荡现象, 但还没有统一的 物理模型来解释其产生机制. 周期振荡的短时标表明其物理起源可能与致密星的吸积过 程密切相关, 近年来已成为研究吸积结构和理论的一个重要途径. 本文将具体阐述周期 振荡在不同爆发态、不同亚型CV中的特性以及可能的产生机制. 2 CV的周期振荡概述 1979年Robinson等[13]根据相干性把CV的周期振荡分为相位相干、周期比较短且 稳定的相干性振荡和相位不相干、周期较长且不稳定的准周期振荡(quasi-periodic oscillation, QPO). 20世纪末期, CV的周期振荡主要包括相干性振荡和准周期振荡. 1981年Patterson[14]提出把短周期、高相干的振荡称为矮新星振荡(dwarf nova oscillation, DNO)来区分QPO. 1984年Robinson等[15]发现仅凭相干性这一条件并不能很 清晰地区分DNO和QPO. 2004年, Warner[16]根据光变的周期, 将周期振荡分为DNO、 QPO以及长周期矮新星振荡(longer period dwarf nova oscillation, lpDNO). 因此, CV中 的振荡研究可以分为2个阶段: 第1个阶段是70年代到90年代, 根据相干性简单地把周期 振荡分为DNO和QPO. 第2个阶段是从2004年至今, 人们根据光变的时标来对周期振荡 进行分类, 并将以前观测的振荡信号细分为3种类型: DNO、QPO和lpDNO. 2.1 DNO DNO的光变时标比较短, 典型周期是8–40 s, CV的DNO周期通常少于100 s. 振幅 一般仅有千分之几星等[16] . 虽然光学波段DNO的振幅很低, 但是傅里叶变换分析使探 测低振幅的DNO成为可能[17] , 偶尔振幅达到0.01 mag量级时可以在光变曲线上直接看 到. DNO是中度相干振荡, 其振幅与系统的轨道倾角没有明显关系. 周期-亮度关系 是DNO的一个普遍特征, DNO的周期(PDNO)是光学波段亮度(I)的双值函数, 在爆发前 后具有等亮度值, 因此爆发时在PDNO − I图上会出现一个弧即香蕉图, 这就是周期-亮 度关系, 如图1所示. 对矮新星而言, 当DNO周期减少, 目标源正处于正常爆发的上升 阶段, 周期增加, 说明是在爆发后的下降阶段. 对于DNO除了光学波段观测外, 在一 些CV (如SS Cyg、U Gem和VW Hyi等)中也对其进行了X射线波段的观测, 研究发现目 标源VW Hyi在爆发下降阶段, X射线波段的亮度也遵循周期-亮度关系[18] . 与DNO的光 学波段观测一样, X射线波段的信号脉冲是正弦波, 而且光学和X射线波段的DNO周期 有明显的相似性, 因此人们可以在不同波段来研究DNO. 2.2 QPO QPO是3种类型中周期最长、相干性最弱的振荡, 周期范围大约在50–1000 s[5] , 相 干时间通常只有几个周期. 因此, QPO振荡信号一般很快消失, 被另一个不同周期 的QPO所取代, 或者产生相位偏移. QPO振荡通常是正弦波, 振幅范围比较大, 一般在 百分之几到百分之十几星等之间, 可以在光变曲线上直接看到, 如图2所示. 在傅里叶频 谱上以宽范围的频率出现, 表现为一个比较宽的包, 见图3. QPO有2个明显不同的光变时标[16] . 一些目标源如: V422 Oph、V751 Cyg、DW Cnc具有周期高达几千秒的振荡[19–21] , 这种光变时标比较长的振荡称为千秒量级 35-2
卷 潘翠云等:激变变星3种周期振荡现象的观测研究进展 4期 的QPO( kilosecond QPO),其周期在750-30008之间,振幅最大可达到0.3mag左右;另 个是DNO相关的QPO(DNO- related QPO),其周期范围是在50至几百秒间,振幅 是百分之几星等.这种类型的QPO通常与DNO同时出现在目标源中,而且QPO的周 期(PQPo)与DNO存在关系:PQPo≈15PbNo.Kato等凹在矮新星的亚型 SU UMa中发 现振幅变化达到0.2mag的QPO,于是也把这种振幅变化大于0.2mag的QPO称为“超 级QPO"( super-QPO) 1.55 brght. long bright, long LOG I/IMIN 图1矮新星 SY CNC相干振荡的周期亮度关系4.横轴表示矮新星 SY CNC的相对亮度,是爆发时的亮度与掩食时 亮度最小值IMN之比的常用对数值,纵轴是相干振荡周期P的常用对数值 Fig. 1 The period-luminosity relationship of coherent oscillations in dwarf novae SY CNCI14l.The lateral axis represents the relative brightness of dwarf Nova SY CNC, which is the common logarithm value of the ratio between brightness of outburst I and minimum brightness IMIN at eclipse. The vertical axis is he common logarithm value of coherent oscillation period P 2.3 lpDNO IpDNO是 Warner等新发现的一个振荡类型, Warner1确定 PiNO的周期范围 为33-177s. IpDNO与DNO有相同程度的相干性,但不遵循周期-亮度关系,而且 PiNO 的周期( PORNO)、振幅都比DNO大.当在一个目标源中 PiNO与DNO或者QPO同时出 现时,则存在关系:PDNo≈4BNo, PIping≈是PQPo. IpDNO与DNO最大的差别是 其周期与白矮星的吸积率不存在相关性.在新的振荡类型出现前,很多pDNO信号被 误认为是DNO或QPO.例如 Warner等认为在目标源 AH Her和 HT Cas中发现的周期 为100s的QPO实际上是 PiNO. PiNO近年来才被认识,很多理论还需经过更多的观 测事实来验证
60 卷 潘翠云等: 激变变星3种周期振荡现象的观测研究进展 4 期 的QPO (kilosecond QPO), 其周期在750–3000 s之间, 振幅最大可达到0.3 mag左右; 另 一个是DNO相关的QPO (DNO-related QPO), 其周期范围是在50至几百秒间, 振幅 是百分之几星等. 这种类型的QPO通常与DNO同时出现在目标源中, 而且QPO的周 期(PQPO)与DNO存在关系: PQPO ≈ 15PDNO. Kato等[22]在矮新星的亚型SU UMa中发 现振幅变化达到0.2 mag的QPO, 于是也把这种振幅变化大于0.2 mag的QPO称为“超 级QPO” (super-QPO). 1.55 LOG P (sec) 1.35 SY CNC 0.5 1.0 Eruption code I Dec 1972: bright Jan 1975: bright, long Jan 1976: faint Nov 1976: faint Jan 1977: ~bright, long Mar 1977: faint, short Mar 1978: bright, long Apr 1978: ~faint LOG I /IMIN 图 1 矮新星SY CNC相干振荡的周期-亮度关系[14] . 横轴表示矮新星SY CNC的相对亮度, 是爆发时的亮度I与掩食时 亮度最小值IMIN之比的常用对数值, 纵轴是相干振荡周期P的常用对数值. Fig. 1 The period-luminosity relationship of coherent oscillations in dwarf novae SY CNC[14] . The lateral axis represents the relative brightness of dwarf Nova SY CNC, which is the common logarithm value of the ratio between brightness of outburst I and minimum brightness IMIN at eclipse. The vertical axis is the common logarithm value of coherent oscillation period P . 2.3 lpDNO lpDNO是Warner等[7]新发现的一个振荡类型, Warner[16]确定lpDNO的周期范围 为33–177 s. lpDNO与DNO有相同程度的相干性, 但不遵循周期-亮度关系, 而且lpDNO 的周期(PlpDNO)、振幅都比DNO大. 当在一个目标源中lpDNO与DNO或者QPO同时出 现时, 则存在关系: PlpDNO ≈ 4PDNO, PlpDNO ≈ 1 4 PQPO. lpDNO与DNO最大的差别是 其周期与白矮星的吸积率不存在相关性[7] . 在新的振荡类型出现前, 很多lpDNO信号被 误认为是DNO或QPO. 例如: Warner等[7]认为在目标源AH Her和HT Cas中发现的周期 为100 s的QPO实际上是lpDNO. lpDNO近年来才被认识, 很多理论还需经过更多的观 测事实来验证. 35-3
60卷 天文学报 4期 八A 14.6 HD(+24521750) 图2矮新星WXHy的光变曲线显示了周期为185s的QPO1.横轴是观测时间用日心儒略日(HJD)来表示,纵轴 是V波段的星等.黑点是观测数据,黑线是叠加的最小二乘法拟合结果 Fig 2 Dwarf novae WX Hyi shows the QPO with a period of 185 s in the light curves[i6l.The lateral axis is the observation time expressed by heliocentric Julian day(HJD), and the vertical axis is magnitude in V band. The black dots are observation data, and the superimposed black line is the fitting result of least squares EE 图3V1193Oi傅里叶变换频谱图中的宽峰是周期为649-1720s的QPO.横轴是傅里叶变换后得到的频率,纵轴表 Fig 3 Fourier transform spectrogram of V1193 Ori appears the QPO as a broad peak at 649-1720 slQ The lateral axis is the frequency of Fourier transform, the vertical axis represents the amplitude of sign 3不同类型Cⅴ的周期振荡特性 CV的5种亚型主要是根据爆发特征来分类,这5种不同的亚型对应不同的物理图景 CV爆发阶段吸积盘温度T可达到104K≤T<10K2,具有热稳定性和粘滞稳定性,是 硏究吸积过程的“天然实验室”.周期振荡是CV的典型特征,研究不同亚型CV的振荡特 性对了解CⅤ的吸积物理及致密双星的演化具有重要意义. 对非磁(白矮星磁场小于105Gs)CV来说,当物质从次星的表面经过内拉格朗日点 流向主星时,在其周围形成吸积盘.而对磁CV来说,磁场的存在会阻碍吸积盘的形成 IP的磁场比较弱、磁层半径小,物质从次星表面流向白矮星时在其周围形成吸积帘 Polar的磁场很强直接将次星上的物质捕获,并让其沿着磁力线运动,从磁极落到白矮星 表面形成吸积柱.周期振荡经常出现在爆发态的矮新星和处于高态的类新星中,处于爆 发态或高态的CV,其物质吸积率都比较高.对于有盘的CV来说,振荡周期与吸积盘、吸 积率的变化有关,物质吸积率越高振荡的周期越短.DNO产生的物理过程可能与高物 质转移率和非磁CV相关.而MCV中以QPO为主,说明QPO产生的物理过程可能与磁场 有关
60 卷 天 文 学 报 4 期 14.3 14.4 14.5 14.6 14.7 0.52 0.525 0.53 0.54 HJD (+2452175.0) 0.535 V magnitude 图 2 矮新星WX Hyi的光变曲线显示了周期为185 s的QPO[16] . 横轴是观测时间用日心儒略日(HJD)来表示, 纵轴 是V波段的星等. 黑点是观测数据, 黑线是叠加的最小二乘法拟合结果. Fig. 2 Dwarf novae WX Hyi shows the QPO with a period of 185 s in the light curves[16] . The lateral axis is the observation time expressed by heliocentric Julian day (HJD), and the vertical axis is magnitude in V band. The black dots are observation data, and the superimposed black line is the fitting result of least squares. 图 3 V1193 Ori傅里叶变换频谱图中的宽峰是周期为649–1720 s的QPO[9] . 横轴是傅里叶变换后得到的频率, 纵轴表 示信号的振幅. Fig. 3 Fourier transform spectrogram of V1193 Ori appears the QPO as a broad peak at 649–1720 s[9] . The lateral axis is the frequency of Fourier transform, the vertical axis represents the amplitude of signal. 3 不同类型CV的周期振荡特性 CV的5种亚型主要是根据爆发特征来分类, 这5种不同的亚型对应不同的物理图景. CV爆发阶段吸积盘温度T可达到104 K . T < 106 K[23] , 具有热稳定性和粘滞稳定性, 是 研究吸积过程的“天然实验室”. 周期振荡是CV的典型特征, 研究不同亚型CV的振荡特 性对了解CV的吸积物理及致密双星的演化具有重要意义. 对非磁(白矮星磁场小于105 Gs) CV来说, 当物质从次星的表面经过内拉格朗日点 流向主星时, 在其周围形成吸积盘. 而对磁CV来说, 磁场的存在会阻碍吸积盘的形成, IP的磁场比较弱、磁层半径小, 物质从次星表面流向白矮星时在其周围形成吸积帘. Polar的磁场很强直接将次星上的物质捕获, 并让其沿着磁力线运动, 从磁极落到白矮星 表面形成吸积柱. 周期振荡经常出现在爆发态的矮新星和处于高态的类新星中, 处于爆 发态或高态的CV, 其物质吸积率都比较高. 对于有盘的CV来说, 振荡周期与吸积盘、吸 积率的变化有关, 物质吸积率越高振荡的周期越短. DNO产生的物理过程可能与高物 质转移率和非磁CV相关. 而MCV中以QPO为主, 说明QPO产生的物理过程可能与磁场 有关. 35-4
卷 潘翠云等:激变变星3种周期振荡现象的观测研究进展 4期 3.1CN与RN 新星又称经典新星.新星最重要的特征是初始亮度快速增加、爆发后亮度缓慢下 降以及光谱中吸收线存在蓝移的现象.白矮星表面的热核反应是新星爆发的物理机制 从次星吸积来的物质在白矮星表面不断积累,吸积层底部的温度和密度达到了氢燃烧 的条件,开始发生核反应并释放出大量的能量.根据新星爆发后亮度恢复到原始状态 的速度又可以细分为不同类型的快新星和慢新星2.快新星在光变曲线上表现出准周 期、大振幅的光变,其物理机制现在还不是很清楚.在新星的有效观测中发现,新星遵 循ACN-t2关系,如图4所示.其中ACN是爆发振幅的变化,振幅的最小值为mmim,最 大值为mmax,有ACN=mmin-mmax;t2指亮度的最大值下降2个星等所需的时间 x DYPup log t 图4新星爆发振幅与时间间隔的关系口8.横轴代表亮度下降2个星等所需时间的常用对数值,纵轴表示振幅的变化 Fig4 Observed amplitude AcN versus t2 for CNis. The lateral axis represents the common logarithm value of the time required for brightness to drop by 2 magnitudes, and the vertical axis represents the 文献25-26指出 RR Pic是新星 Pictoris1925的遗迹,也是一个多周期振荡源,振荡周 期在2040s, Warner1将其归为DNO.在新星373 Scuti中发现周期为285s的DNOl2, 其周期比任何CⅤ观测到DNO的周期还要长.在 GK Per中也能观测到DNO,其周期
60 卷 潘翠云等: 激变变星3种周期振荡现象的观测研究进展 4 期 3.1 CN与RN 新星又称经典新星. 新星最重要的特征是初始亮度快速增加、爆发后亮度缓慢下 降以及光谱中吸收线存在蓝移的现象. 白矮星表面的热核反应是新星爆发的物理机制, 从次星吸积来的物质在白矮星表面不断积累, 吸积层底部的温度和密度达到了氢燃烧 的条件, 开始发生核反应并释放出大量的能量. 根据新星爆发后亮度恢复到原始状态 的速度又可以细分为不同类型的快新星和慢新星[24] . 快新星在光变曲线上表现出准周 期、大振幅的光变, 其物理机制现在还不是很清楚. 在新星的有效观测中发现, 新星遵 循A′ CN − t2关系[18] , 如图4所示. 其中A′ CN是爆发振幅的变化, 振幅的最小值为mmin, 最 大值为mmax, 有A′ CN = mmin − mmax; t2指亮度的最大值下降2个星等所需的时间. 图 4 新星爆发振幅与时间间隔的关系[18] . 横轴代表亮度下降2个星等所需时间的常用对数值, 纵轴表示振幅的变化. Fig. 4 Observed amplitude A ′ CN versus t2 for CN[18] . The lateral axis represents the common logarithm value of the time required for brightness to drop by 2 magnitudes, and the vertical axis represents the change of amplitude. 文献[25–26]指出RR Pic是新星Pictoris 1925的遗迹, 也是一个多周期振荡源, 振荡周 期在20–40 s, Warner[16]将其归为DNO. 在新星V373 Scuti中发现周期为285 s的DNO[27] , 其周期比任何CV观测到DNO的周期还要长. 在GK Per中也能观测到DNO, 其周期 35-5