60卷 天文学报 4期 长达360-380s22.新星V225Cyg在2003年10月18、19日这2个晚上的数据中,光变 曲线表现出明显的振荡∞,振幅为0.2mag,周期是20min左右,这种类型的振荡被认 为是QPO.这一观测事实支持了短期光变主要是来源非对称旋转的白矮星对亮度再 处理产生的观点(请见421节),但还需要更多的观测数据来说明.V842Cen是中速新 星,在其光变曲线上没有发现DNO,但出现明显的QPO,其周期大约是750-1300s27 此外,在一些新星中可以同时探测到DNO和QPO信号,如目标源V533Her. Payne- Gaposchkin9认为新星中周期以秒为量级的周期振荡与新星的爆发持续时间有关.振 荡特征周期是证明新星由白矮星构成的强有力证据.除了短时标的光变,还有一些新 星在爆发后的亮度下降过程出现周期以天为量级的QPO,如:在目标源V603Aql中出现 了周期为12d的QPO, DK Lac出现了周期5d的QPO.新星的周期振荡特性归纳如 表1所示,从表1中可以看出:DNO和QPO是新星的主要振荡模式.新星中周期振荡的显 著特性是出现周期大于100s的DNO,而QPO主要是以千秒量级的QPO这一类型出现 目前在新星中,还没有发现 PiNO信号 表1新星的周期振荡特性列表 Table 1 The list of periodic oscillation characteristics in nova Star Type PoPo/ Reference RR Pic 20-40 V373 Sct NA DQ Her -5 BT Mon V842 Cen 750-1300 3 1200 V533 He 1400 GK Per NA 360-380 5000 9-10 represents slow novae. means this type oscillation has not been detected yet Reference:(1)Warner/25];(2)Schoembs et al I26];(3)Woudt et al. 271;(4)Walker 33;(5)Patterson et al.[34l;(6)Smith et al. 35);(7)Garnavich et al. [301;(8)Warner et al. [71;(9)Morales-Rueda et al.28];(10) Nogami et al. 291 再发新星是指有过2次以上爆发的新星,已发现的再发新星中,次星几乎都是巨星 或者亚巨星.再发新星的爆发时间间隔比较长,一般长达10y以上.爆发时振幅变化达 到8-10mag.RN的平均爆发时间间隔主要取决于观测时间的完整性.根据轨道周期长 短,再发新星又可分为TPyx型、USco型和TCrB型,这3种类型的再发新星其轨道周 期依次增加.所有的再发新星(TP3yx型除外)都遵循新星的ACx-t2关系,而满足这个 关系的新星是潜在的再发新星.由此推测,再发新星表现出的周期振荡特性及其产生过 程可能与新星相同.到目前为止,在这一亚型中还未观测到周期振荡现象,但在一些再 发新星如 RS Oph和TCrB中能观测到闪变现象.处于宁静态的再发新星 RS Oph,在U
60 卷 天 文 学 报 4 期 长达360–380 s[28–29] . 新星V2275 Cyg在2003年10月18、19日这2个晚上的数据中, 光变 曲线表现出明显的振荡[30] , 振幅为0.2 mag, 周期是20 min左右, 这种类型的振荡被认 为是QPO. 这一观测事实支持了短期光变主要是来源非对称旋转的白矮星对亮度再 处理产生的观点(请见4.2.1节), 但还需要更多的观测数据来说明. V842 Cen是中速新 星, 在其光变曲线上没有发现DNO, 但出现明显的QPO, 其周期大约是750–1300 s[27] . 此外, 在一些新星中可以同时探测到DNO和QPO信号, 如目标源V533 Her[7]. PayneGaposchkin[31]认为新星中周期以秒为量级的周期振荡与新星的爆发持续时间有关. 振 荡特征周期是证明新星由白矮星构成的强有力证据. 除了短时标的光变, 还有一些新 星在爆发后的亮度下降过程出现周期以天为量级的QPO, 如: 在目标源V603 Aql中出现 了周期为12 d的QPO, DK Lac出现了周期5 d的QPO[32] . 新星的周期振荡特性归纳如 表1所示, 从表1中可以看出: DNO和QPO是新星的主要振荡模式. 新星中周期振荡的显 著特性是出现周期大于100 s的DNO, 而QPO主要是以千秒量级的QPO这一类型出现. 目前在新星中, 还没有发现lpDNO信号. 表 1 新星的周期振荡特性列表 Table 1 The list of periodic oscillation characteristics in nova Star Type PDNO/s PQPO/s Reference RR Pic NBa 20–40 - b 1–2 V373 Sct NAc 258.3 - 3 DQ Her NA 71.07 - 4–5 BT Mon NA - 1800 6 V842 Cen N - 750–1300 3 V2275 Cyg NA - 1200 7 V533 Her NA 63.63 1400 8 GK Per NA 360–380 5000 9–10 a represents slow novae. b means this type oscillation has not been detected yet. c represents fast novae. Reference: (1) Warner[25] ; (2) Schoembs et al.[26] ; (3) Woudt et al.[27] ; (4) Walker[33] ; (5) Patterson et al.[34] ; (6) Smith et al.[35] ; (7) Garnavich et al.[30] ; (8) Warner et al.[7] ; (9) Morales-Rueda et al.[28] ; (10) Nogami et al.[29] . 再发新星是指有过2次以上爆发的新星, 已发现的再发新星中, 次星几乎都是巨星 或者亚巨星. 再发新星的爆发时间间隔比较长, 一般长达10 yr以上. 爆发时振幅变化达 到8–10 mag. RN的平均爆发时间间隔主要取决于观测时间的完整性. 根据轨道周期长 短, 再发新星又可分为T Pyx型、U Sco型和T CrB型, 这3种类型的再发新星其轨道周 期依次增加. 所有的再发新星(T Pyx型除外)都遵循新星的A′ CN − t2关系, 而满足这个 关系的新星是潜在的再发新星. 由此推测, 再发新星表现出的周期振荡特性及其产生过 程可能与新星相同. 到目前为止, 在这一亚型中还未观测到周期振荡现象, 但在一些再 发新星如RS Oph和T CrB中能观测到闪变现象. 处于宁静态的再发新星RS Oph, 在U、 35-6
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 B、V、R、I波段表现出明显的 flickering,而且对于 RS Oph和TCrB这2个再发新星, 当 flickering的能量密度达到1029-103erg:s-1·A范围时, flickering的振幅与能量密度 均方根满足振幅能量密度( amplitude-rmx)的线性关系B7 3.2DN 矮新星每隔10-100d爆发一次,爆发振幅变化是2-5mag,是激变变星中研究最广 泛、最多的一个亚型.矮新星具有正常爆发( normal outburst)和超级爆发( (superoutburst) 2种爆发态.根据爆发光变曲线特征,矮新星又分为UGem型、ZCam型和 SU UMa型 UGem型矮新星与 SU UMa型矮新星不仅有正常爆发,还出现更亮、持续时间更长的超 级爆发,它们的区别在于UGem型在超级爆发的平台期没有超级驼峰,而 SU UMa型有 超级驼峰;ZCam型矮新星爆发后,亮度从最大值下降到某个中间亮度时,将在这个中间 亮度停留几个星期或者几年,在光变曲线上形成一个“平台”( (standstil). WZ Sge型矮 新星是一类比较特别的CV,该类型星有比 SU UMa型矮新星更剧烈的超级爆发,但没有 正常爆发 矮新星的振荡行为主要发生在爆发阶段,与吸积过程的高物质转移率相关.然 而有些目标源如 OY Car在宁静态的时候光变曲线也表现出振荡特性!.调研发 现UGem型矮新星在正常爆发过程中光变曲线有明显的周期振荡特征,振荡类型主 要是DNO和pDNO.少数的目标源如 SS Cyg在正常爆发时可以观测到QPO1.与U Gem型矮新星相同的是,ZCam型矮新星的周期振荡主要发生在爆发过程,且都 以DNO和 leNO这2种类型为主.对 SU UMa型矮新星来说,正常爆发和超级爆发过程 都可以观测到周期振荡现象.总的来说,对矮新星而言其表现出的周期振荡特性主要 是DNO和QPO,在个别矮新星如 VW Hyi中会出现 PiNO.表2给出了已观测到振荡特 性的一部分矮新星 一般来说,矮新星的振荡现象通常出现在正常爆发过程的上升阶段,经过最大值后 在正常爆发的后期(下降阶段)DNO就消失了.有一些特殊情况,如 AH Her在正常爆发的 前后都出现了DNO7.在目标源 KT Per的某次爆发过程中探测到了DNO,但在下一次 爆发并没有出现.1975年该源发生2次正常爆发且都出现了周期为25-29.5s的DNO4, Robinson等山在1976年1月观测到了 KT Per的正常爆发过程,却没有发现DNO 3.3NL 类新星是一类至今尚未观测到爆发活动的激变变星,但存在高态和低态2种亮度状 态,通常有几个星等的变化,与新星有类似的光学特征人们根据光谱和测光特性,又把 类新星分为 UX UMa型、 RW Tri型、 SW Sex型和 VY Scl型. UX UMa型和WTri型是 根据光谱特征区分的2个类型, UX UMa型类新星的光谱除了发射线外,还有持续的宽巴 尔末吸收线;RWT型类新星的光谱不仅有发射线,还有窄的吸收线.此外,这2个类型 的类新星其轨道倾角也存在明显差别, UX UMa型轨道倾角比RwTi型低. SW Sex型 是所有类型的类新星中轨道倾角最高的,而且它们大部分都是高轨道倾角系统,轨道 周期POmb的典型值在3h<Pob<4h之间.VYSl型类新星的特征与 UX UMa型相同 区别在于 VY Scl型类新星持续处于高态时,会发生亮度下降的情况,变为低态,低态VY Scl型类新星的特性与处在宁静态的矮新星相同. VY Scl型类新星从高态到低态的变化
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 B、V、R、I波段表现出明显的flickering[36] , 而且对于RS Oph和T CrB这2个再发新星, 当flickering的能量密度达到1029–1033 erg · s −1 · ˚A −1范围时, flickering的振幅与能量密度 的均方根满足振幅-能量密度(amplitude-rmx)的线性关系[37] . 3.2 DN 矮新星每隔10–100 d爆发一次, 爆发振幅变化是2–5 mag, 是激变变星中研究最广 泛、最多的一个亚型. 矮新星具有正常爆发(normal outburst)和超级爆发(superoutburst) 2种爆发态. 根据爆发光变曲线特征, 矮新星又分为U Gem型、Z Cam型和SU UMa型. U Gem型矮新星与SU UMa型矮新星不仅有正常爆发, 还出现更亮、持续时间更长的超 级爆发, 它们的区别在于U Gem型在超级爆发的平台期没有超级驼峰, 而SU UMa型有 超级驼峰; Z Cam型矮新星爆发后, 亮度从最大值下降到某个中间亮度时, 将在这个中间 亮度停留几个星期或者几年, 在光变曲线上形成一个“平台” (standstill). WZ Sge型矮 新星是一类比较特别的CV, 该类型星有比SU UMa型矮新星更剧烈的超级爆发, 但没有 正常爆发. 矮新星的振荡行为主要发生在爆发阶段, 与吸积过程的高物质转移率相关. 然 而有些目标源如OY Car在宁静态的时候光变曲线也表现出振荡特性[7] . 调研发 现U Gem型矮新星在正常爆发过程中光变曲线有明显的周期振荡特征, 振荡类型主 要是DNO和lpDNO. 少数的目标源如SS Cyg在正常爆发时可以观测到QPO[13] . 与U Gem型矮新星相同的是, Z Cam型矮新星的周期振荡主要发生在爆发过程, 且都 以DNO和lpDNO这2种类型为主. 对SU UMa型矮新星来说, 正常爆发和超级爆发过程 都可以观测到周期振荡现象. 总的来说, 对矮新星而言其表现出的周期振荡特性主要 是DNO和QPO, 在个别矮新星如VW Hyi中会出现lpDNO. 表2给出了已观测到振荡特 性的一部分矮新星. 一般来说, 矮新星的振荡现象通常出现在正常爆发过程的上升阶段, 经过最大值后, 在正常爆发的后期(下降阶段) DNO就消失了. 有一些特殊情况, 如AH Her在正常爆发的 前后都出现了DNO[47] . 在目标源KT Per的某次爆发过程中探测到了DNO, 但在下一次 爆发并没有出现. 1975年该源发生2次正常爆发且都出现了周期为22.5–29.5 s的DNO[44] , Robinson等[13]在1976年11月观测到了KT Per的正常爆发过程, 却没有发现DNO. 3.3 NL 类新星是一类至今尚未观测到爆发活动的激变变星, 但存在高态和低态2种亮度状 态, 通常有几个星等的变化, 与新星有类似的光学特征. 人们根据光谱和测光特性, 又把 类新星分为UX UMa型、RW Tri型、SW Sex型和VY Scl型. UX UMa型和RW Tri型是 根据光谱特征区分的2个类型, UX UMa型类新星的光谱除了发射线外, 还有持续的宽巴 尔末吸收线; RW Tri型类新星的光谱不仅有发射线, 还有窄的吸收线. 此外, 这2个类型 的类新星其轨道倾角也存在明显差别, UX UMa型轨道倾角比RW Tri型低. SW Sex型 是所有类型的类新星中轨道倾角最高的, 而且它们大部分都是高轨道倾角系统[48] , 轨道 周期Porb的典型值在3 h < Porb < 4 h之间. VY Scl型类新星的特征与UX UMa型相同, 区别在于VY Scl型类新星持续处于高态时, 会发生亮度下降的情况, 变为低态, 低态VY Scl型类新星的特性与处在宁静态的矮新星相同. VY Scl型类新星从高态到低态的变化, 35-7