潘翠云 戴智斌

(1 中國(guó)科學(xué)院云南天文臺(tái) 昆明 650011)

(2 中國(guó)科學(xué)院大學(xué) 北京 100049)

1 引言

激變變星(Cataclysmic Variables,CV)是由一個(gè)光譜為G、K、M型的晚型主序星和一個(gè)白矮星構(gòu)成的半接密近雙星系統(tǒng).在CV中,白矮星通常稱(chēng)為主星(Primary),晚型的主序星也叫次星(secondary)[1].它們可以分為5種不同的亞型: 矮新星(Dwarf Nova,DN)、經(jīng)典新星(Classical Nova,CN)、再發(fā)新星(Recurrent Nova,RN)、類(lèi)新星(Nova-like,NL)和磁激變變星(Magnetic CV,MCV).根據(jù)白矮星的磁場(chǎng)強(qiáng)度,MCV又分為磁場(chǎng)很強(qiáng)的高偏振星(Polar)和磁場(chǎng)較弱的中介偏振星(Intermediate Polar,IP).周期振蕩是一種短時(shí)標(biāo)、準(zhǔn)周期性的光變,時(shí)標(biāo)范圍一般在幾秒至幾十分鐘間,振幅在0.001–0.1 mag之間.這種振蕩行為是天體在吸積過(guò)程中產(chǎn)生的,不僅出現(xiàn)在CV中,在共生雙星和X射線雙星中也能觀測(cè)到[2–3].周期振蕩是CV普遍存在的觀測(cè)特性,不僅表現(xiàn)出不同時(shí)標(biāo)的亮度變化,還有不同程度的相干調(diào)制.除了3種周期振蕩外,CV還有一種不規(guī)則的光變類(lèi)型稱(chēng)為閃變(flickering),它是一種隨機(jī)的、非周期性光變,振幅變化在0.1–0.5 mag之間,時(shí)標(biāo)大約是數(shù)十秒到幾十分鐘[4].

目前,Woudt等人、Warner等人和Pretorius等人在CV的周期振蕩方面做了一系列的系統(tǒng)研究[5–12].在觀測(cè)上,幾乎所有CV的亞型都能探測(cè)到周期振蕩.對(duì)于不同亞型的CV,其振蕩特性也不一樣,如矮新星VW Hyi的周期振蕩特性比較穩(wěn)定且連貫,成為深入研究的對(duì)象[5–6,9,12].目前在許多CV中都能觀測(cè)到周期振蕩現(xiàn)象,但還沒(méi)有統(tǒng)一的物理模型來(lái)解釋其產(chǎn)生機(jī)制.周期振蕩的短時(shí)標(biāo)表明其物理起源可能與致密星的吸積過(guò)程密切相關(guān),近年來(lái)已成為研究吸積結(jié)構(gòu)和理論的一個(gè)重要途徑.本文將具體闡述周期振蕩在不同爆發(fā)態(tài)、不同亞型CV中的特性以及可能的產(chǎn)生機(jī)制.

2 CV的周期振蕩概述

1979年Robinson等[13]根據(jù)相干性把CV的周期振蕩分為相位相干、周期比較短且穩(wěn)定的相干性振蕩和相位不相干、周期較長(zhǎng)且不穩(wěn)定的準(zhǔn)周期振蕩(quasi-periodic oscillation,QPO).20世紀(jì)末期,CV的周期振蕩主要包括相干性振蕩和準(zhǔn)周期振蕩.1981年P(guān)atterson[14]提出把短周期、高相干的振蕩稱(chēng)為矮新星振蕩(dwarf nova oscillation,DNO)來(lái)區(qū)分QPO.1984年Robinson等[15]發(fā)現(xiàn)僅憑相干性這一條件并不能很清晰地區(qū)分DNO和QPO.2004年,Warner[16]根據(jù)光變的周期,將周期振蕩分為DNO、QPO以及長(zhǎng)周期矮新星振蕩(longer period dwarf nova oscillation,lpDNO).因此,CV中的振蕩研究可以分為2個(gè)階段: 第1個(gè)階段是70年代到90年代,根據(jù)相干性簡(jiǎn)單地把周期振蕩分為DNO和QPO.第2個(gè)階段是從2004年至今,人們根據(jù)光變的時(shí)標(biāo)來(lái)對(duì)周期振蕩進(jìn)行分類(lèi),并將以前觀測(cè)的振蕩信號(hào)細(xì)分為3種類(lèi)型: DNO、QPO和lpDNO.

2.1 DNO

DNO的光變時(shí)標(biāo)比較短,典型周期是8–40 s,CV的DNO周期通常少于100 s.振幅一般僅有千分之幾星等[16].雖然光學(xué)波段DNO的振幅很低,但是傅里葉變換分析使探測(cè)低振幅的DNO成為可能[17],偶爾振幅達(dá)到0.01 mag量級(jí)時(shí)可以在光變曲線上直接看到.DNO是中度相干振蕩,其振幅與系統(tǒng)的軌道傾角沒(méi)有明顯關(guān)系.周期-亮度關(guān)系是DNO的一個(gè)普遍特征,DNO的周期(PDNO)是光學(xué)波段亮度(I)的雙值函數(shù),在爆發(fā)前后具有等亮度值,因此爆發(fā)時(shí)在PDNO?I圖上會(huì)出現(xiàn)一個(gè)弧即香蕉圖,這就是周期-亮度關(guān)系,如圖1所示.對(duì)矮新星而言,當(dāng)DNO周期減少,目標(biāo)源正處于正常爆發(fā)的上升階段,周期增加,說(shuō)明是在爆發(fā)后的下降階段.對(duì)于DNO除了光學(xué)波段觀測(cè)外,在一些CV(如SS Cyg、U Gem和VW Hyi等)中也對(duì)其進(jìn)行了X射線波段的觀測(cè),研究發(fā)現(xiàn)目標(biāo)源VW Hyi在爆發(fā)下降階段,X射線波段的亮度也遵循周期-亮度關(guān)系[18].與DNO的光學(xué)波段觀測(cè)一樣,X射線波段的信號(hào)脈沖是正弦波,而且光學(xué)和X射線波段的DNO周期有明顯的相似性,因此人們可以在不同波段來(lái)研究DNO.

2.2 QPO

QPO是3種類(lèi)型中周期最長(zhǎng)、相干性最弱的振蕩,周期范圍大約在50–1000 s[5],相干時(shí)間通常只有幾個(gè)周期.因此,QPO振蕩信號(hào)一般很快消失,被另一個(gè)不同周期的QPO所取代,或者產(chǎn)生相位偏移.QPO振蕩通常是正弦波,振幅范圍比較大,一般在百分之幾到百分之十幾星等之間,可以在光變曲線上直接看到,如圖2所示.在傅里葉頻譜上以寬范圍的頻率出現(xiàn),表現(xiàn)為一個(gè)比較寬的包,見(jiàn)圖3.

QPO有2個(gè)明顯不同的光變時(shí)標(biāo)[16].一些目標(biāo)源如: V422 Oph、V751 Cyg、DW Cnc具有周期高達(dá)幾千秒的振蕩[19–21],這種光變時(shí)標(biāo)比較長(zhǎng)的振蕩稱(chēng)為千秒量級(jí)的QPO(kilosecond QPO),其周期在750–3000 s之間,振幅最大可達(dá)到0.3 mag左右; 另一個(gè)是DNO相關(guān)的QPO(DNO-related QPO),其周期范圍是在50至幾百秒間,振幅是百分之幾星等.這種類(lèi)型的QPO通常與DNO同時(shí)出現(xiàn)在目標(biāo)源中,而且QPO的周期(PQPO)與DNO存在關(guān)系:PQPO≈15PDNO.Kato等[22]在矮新星的亞型SU UMa中發(fā)現(xiàn)振幅變化達(dá)到0.2 mag的QPO,于是也把這種振幅變化大于0.2 mag的QPO稱(chēng)為“超級(jí)QPO”(super-QPO).

圖1 矮新星SY CNC相干振蕩的周期-亮度關(guān)系[14].橫軸表示矮新星SY CNC的相對(duì)亮度,是爆發(fā)時(shí)的亮度I與掩食時(shí)亮度最小值IMIN之比的常用對(duì)數(shù)值,縱軸是相干振蕩周期P 的常用對(duì)數(shù)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]新發(fā)現(xiàn)的一個(gè)振蕩類(lèi)型,Warner[16]確定lpDNO的周期范圍為33–177 s.lpDNO與DNO有相同程度的相干性,但不遵循周期-亮度關(guān)系,而且lpDNO的周期(PlpDNO)、振幅都比DNO大.當(dāng)在一個(gè)目標(biāo)源中l(wèi)pDNO與DNO或者QPO同時(shí)出現(xiàn)時(shí),則存在關(guān)系:lpDNO與DNO最大的差別是其周期與白矮星的吸積率不存在相關(guān)性[7].在新的振蕩類(lèi)型出現(xiàn)前,很多l(xiāng)pDNO信號(hào)被誤認(rèn)為是DNO或QPO.例如: Warner等[7]認(rèn)為在目標(biāo)源AH Her和HT Cas中發(fā)現(xiàn)的周期為100 s的QPO實(shí)際上是lpDNO.lpDNO近年來(lái)才被認(rèn)識(shí),很多理論還需經(jīng)過(guò)更多的觀測(cè)事實(shí)來(lái)驗(yàn)證.

圖2 矮新星WX Hyi的光變曲線顯示了周期為185 s的QPO[16].橫軸是觀測(cè)時(shí)間用日心儒略日(HJD)來(lái)表示,縱軸是V波段的星等.黑點(diǎn)是觀測(cè)數(shù)據(jù),黑線是疊加的最小二乘法擬合結(jié)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.

圖3 V1193 Ori傅里葉變換頻譜圖中的寬峰是周期為649–1720 s的QPO[9].橫軸是傅里葉變換后得到的頻率,縱軸表示信號(hào)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 不同類(lèi)型CV的周期振蕩特性

CV的5種亞型主要是根據(jù)爆發(fā)特征來(lái)分類(lèi),這5種不同的亞型對(duì)應(yīng)不同的物理圖景.CV爆發(fā)階段吸積盤(pán)溫度T可達(dá)到104K T<106K[23],具有熱穩(wěn)定性和粘滯穩(wěn)定性,是研究吸積過(guò)程的“天然實(shí)驗(yàn)室”.周期振蕩是CV的典型特征,研究不同亞型CV的振蕩特性對(duì)了解CV的吸積物理及致密雙星的演化具有重要意義.

對(duì)非磁(白矮星磁場(chǎng)小于105Gs)CV來(lái)說(shuō),當(dāng)物質(zhì)從次星的表面經(jīng)過(guò)內(nèi)拉格朗日點(diǎn)流向主星時(shí),在其周?chē)纬晌e盤(pán).而對(duì)磁CV來(lái)說(shuō),磁場(chǎng)的存在會(huì)阻礙吸積盤(pán)的形成,IP的磁場(chǎng)比較弱、磁層半徑小,物質(zhì)從次星表面流向白矮星時(shí)在其周?chē)纬晌e簾.Polar的磁場(chǎng)很強(qiáng)直接將次星上的物質(zhì)捕獲,并讓其沿著磁力線運(yùn)動(dòng),從磁極落到白矮星表面形成吸積柱.周期振蕩經(jīng)常出現(xiàn)在爆發(fā)態(tài)的矮新星和處于高態(tài)的類(lèi)新星中,處于爆發(fā)態(tài)或高態(tài)的CV,其物質(zhì)吸積率都比較高.對(duì)于有盤(pán)的CV來(lái)說(shuō),振蕩周期與吸積盤(pán)、吸積率的變化有關(guān),物質(zhì)吸積率越高振蕩的周期越短.DNO產(chǎn)生的物理過(guò)程可能與高物質(zhì)轉(zhuǎn)移率和非磁CV相關(guān).而MCV中以QPO為主,說(shuō)明QPO產(chǎn)生的物理過(guò)程可能與磁場(chǎng)有關(guān).

3.1 CN與RN

新星又稱(chēng)經(jīng)典新星.新星最重要的特征是初始亮度快速增加、爆發(fā)后亮度緩慢下降以及光譜中吸收線存在藍(lán)移的現(xiàn)象.白矮星表面的熱核反應(yīng)是新星爆發(fā)的物理機(jī)制,從次星吸積來(lái)的物質(zhì)在白矮星表面不斷積累,吸積層底部的溫度和密度達(dá)到了氫燃燒的條件,開(kāi)始發(fā)生核反應(yīng)并釋放出大量的能量.根據(jù)新星爆發(fā)后亮度恢復(fù)到原始狀態(tài)的速度又可以細(xì)分為不同類(lèi)型的快新星和慢新星[24].快新星在光變曲線上表現(xiàn)出準(zhǔn)周期、大振幅的光變,其物理機(jī)制現(xiàn)在還不是很清楚.在新星的有效觀測(cè)中發(fā)現(xiàn),新星遵循關(guān)系[18],如圖4所示.其中是爆發(fā)振幅的變化,振幅的最小值為mmin,最大值為mmax,有指亮度的最大值下降2個(gè)星等所需的時(shí)間.

圖4 新星爆發(fā)振幅與時(shí)間間隔的關(guān)系[18].橫軸代表亮度下降2個(gè)星等所需時(shí)間的常用對(duì)數(shù)值,縱軸表示振幅的變化.Fig.4 Observed amplitude 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.

文獻(xiàn)[25–26]指出RR Pic是新星Pictoris 1925的遺跡,也是一個(gè)多周期振蕩源,振蕩周期在20–40 s,Warner[16]將其歸為DNO.在新星V373 Scuti中發(fā)現(xiàn)周期為285 s的DNO[27],其周期比任何CV觀測(cè)到DNO的周期還要長(zhǎng).在GK Per中也能觀測(cè)到DNO,其周期長(zhǎng)達(dá)360–380 s[28–29].新星V2275 Cyg在2003年10月18、19日這2個(gè)晚上的數(shù)據(jù)中,光變曲線表現(xiàn)出明顯的振蕩[30],振幅為0.2 mag,周期是20 min左右,這種類(lèi)型的振蕩被認(rèn)為是QPO.這一觀測(cè)事實(shí)支持了短期光變主要是來(lái)源非對(duì)稱(chēng)旋轉(zhuǎn)的白矮星對(duì)亮度再處理產(chǎn)生的觀點(diǎn)(請(qǐng)見(jiàn)4.2.1節(jié)),但還需要更多的觀測(cè)數(shù)據(jù)來(lái)說(shuō)明.V842 Cen是中速新星,在其光變曲線上沒(méi)有發(fā)現(xiàn)DNO,但出現(xiàn)明顯的QPO,其周期大約是750–1300 s[27].此外,在一些新星中可以同時(shí)探測(cè)到DNO和QPO信號(hào),如目標(biāo)源V533 Her[7].Payne-Gaposchkin[31]認(rèn)為新星中周期以秒為量級(jí)的周期振蕩與新星的爆發(fā)持續(xù)時(shí)間有關(guān).振蕩特征周期是證明新星由白矮星構(gòu)成的強(qiáng)有力證據(jù).除了短時(shí)標(biāo)的光變,還有一些新星在爆發(fā)后的亮度下降過(guò)程出現(xiàn)周期以天為量級(jí)的QPO,如: 在目標(biāo)源V603 Aql中出現(xiàn)了周期為12 d的QPO,DK Lac出現(xiàn)了周期5 d的QPO[32].新星的周期振蕩特性歸納如表1所示,從表1中可以看出: DNO和QPO是新星的主要振蕩模式.新星中周期振蕩的顯著特性是出現(xiàn)周期大于100 s的DNO,而QPO主要是以千秒量級(jí)的QPO這一類(lèi)型出現(xiàn).目前在新星中,還沒(méi)有發(fā)現(xiàn)lpDNO信號(hào).

表1 新星的周期振蕩特性列表Table 1 The list of periodic oscillation characteristics in nova

再發(fā)新星是指有過(guò)2次以上爆發(fā)的新星,已發(fā)現(xiàn)的再發(fā)新星中,次星幾乎都是巨星或者亞巨星.再發(fā)新星的爆發(fā)時(shí)間間隔比較長(zhǎng),一般長(zhǎng)達(dá)10 yr以上.爆發(fā)時(shí)振幅變化達(dá)到8–10 mag.RN的平均爆發(fā)時(shí)間間隔主要取決于觀測(cè)時(shí)間的完整性.根據(jù)軌道周期長(zhǎng)短,再發(fā)新星又可分為T(mén) Pyx型、U Sco型和T CrB型,這3種類(lèi)型的再發(fā)新星其軌道周期依次增加.所有的再發(fā)新星(T Pyx型除外)都遵循新星的關(guān)系,而滿足這個(gè)關(guān)系的新星是潛在的再發(fā)新星.由此推測(cè),再發(fā)新星表現(xiàn)出的周期振蕩特性及其產(chǎn)生過(guò)程可能與新星相同.到目前為止,在這一亞型中還未觀測(cè)到周期振蕩現(xiàn)象,但在一些再發(fā)新星如RS Oph和T CrB中能觀測(cè)到閃變現(xiàn)象.處于寧?kù)o態(tài)的再發(fā)新星RS Oph,在U、B、V、R、I波段表現(xiàn)出明顯的flickering[36],而且對(duì)于RS Oph和T CrB這2個(gè)再發(fā)新星,當(dāng)flickering的能量密度達(dá)到1029–1033erg·s?1·?1范圍時(shí),flickering的振幅與能量密度的均方根滿足振幅-能量密度(amplitude-rmx)的線性關(guān)系[37].

3.2 DN

矮新星每隔10–100 d爆發(fā)一次,爆發(fā)振幅變化是2–5 mag,是激變變星中研究最廣泛、最多的一個(gè)亞型.矮新星具有正常爆發(fā)(normal outburst)和超級(jí)爆發(fā)(superoutburst)2種爆發(fā)態(tài).根據(jù)爆發(fā)光變曲線特征,矮新星又分為U Gem型、Z Cam型和SU UMa型.U Gem型矮新星與SU UMa型矮新星不僅有正常爆發(fā),還出現(xiàn)更亮、持續(xù)時(shí)間更長(zhǎng)的超級(jí)爆發(fā),它們的區(qū)別在于U Gem型在超級(jí)爆發(fā)的平臺(tái)期沒(méi)有超級(jí)駝峰,而SU UMa型有超級(jí)駝峰; Z Cam型矮新星爆發(fā)后,亮度從最大值下降到某個(gè)中間亮度時(shí),將在這個(gè)中間亮度停留幾個(gè)星期或者幾年,在光變曲線上形成一個(gè)“平臺(tái)”(standstill).WZ Sge型矮新星是一類(lèi)比較特別的CV,該類(lèi)型星有比SU UMa型矮新星更劇烈的超級(jí)爆發(fā),但沒(méi)有正常爆發(fā).

矮新星的振蕩行為主要發(fā)生在爆發(fā)階段,與吸積過(guò)程的高物質(zhì)轉(zhuǎn)移率相關(guān).然而有些目標(biāo)源如OY Car在寧?kù)o態(tài)的時(shí)候光變曲線也表現(xiàn)出振蕩特性[7].調(diào)研發(fā)現(xiàn)U Gem型矮新星在正常爆發(fā)過(guò)程中光變曲線有明顯的周期振蕩特征,振蕩類(lèi)型主要是DNO和lpDNO.少數(shù)的目標(biāo)源如SS Cyg在正常爆發(fā)時(shí)可以觀測(cè)到QPO[13].與U Gem型矮新星相同的是,Z Cam型矮新星的周期振蕩主要發(fā)生在爆發(fā)過(guò)程,且都以DNO和lpDNO這2種類(lèi)型為主.對(duì)SU UMa型矮新星來(lái)說(shuō),正常爆發(fā)和超級(jí)爆發(fā)過(guò)程都可以觀測(cè)到周期振蕩現(xiàn)象.總的來(lái)說(shuō),對(duì)矮新星而言其表現(xiàn)出的周期振蕩特性主要是DNO和QPO,在個(gè)別矮新星如VW Hyi中會(huì)出現(xiàn)lpDNO.表2給出了已觀測(cè)到振蕩特性的一部分矮新星.

一般來(lái)說(shuō),矮新星的振蕩現(xiàn)象通常出現(xiàn)在正常爆發(fā)過(guò)程的上升階段,經(jīng)過(guò)最大值后,在正常爆發(fā)的后期(下降階段)DNO就消失了.有一些特殊情況,如AH Her在正常爆發(fā)的前后都出現(xiàn)了DNO[47].在目標(biāo)源KT Per的某次爆發(fā)過(guò)程中探測(cè)到了DNO,但在下一次爆發(fā)并沒(méi)有出現(xiàn).1975年該源發(fā)生2次正常爆發(fā)且都出現(xiàn)了周期為22.5–29.5 s的DNO[44],Robinson等[13]在1976年11月觀測(cè)到了KT Per的正常爆發(fā)過(guò)程,卻沒(méi)有發(fā)現(xiàn)DNO.

3.3 NL

類(lèi)新星是一類(lèi)至今尚未觀測(cè)到爆發(fā)活動(dòng)的激變變星,但存在高態(tài)和低態(tài)2種亮度狀態(tài),通常有幾個(gè)星等的變化,與新星有類(lèi)似的光學(xué)特征.人們根據(jù)光譜和測(cè)光特性,又把類(lèi)新星分為UX UMa型、RW Tri型、SW Sex型和VY Scl型.UX UMa型和RW Tri型是根據(jù)光譜特征區(qū)分的2個(gè)類(lèi)型,UX UMa型類(lèi)新星的光譜除了發(fā)射線外,還有持續(xù)的寬巴爾末吸收線; RW Tri型類(lèi)新星的光譜不僅有發(fā)射線,還有窄的吸收線.此外,這2個(gè)類(lèi)型的類(lèi)新星其軌道傾角也存在明顯差別,UX UMa型軌道傾角比RW Tri型低.SW Sex型是所有類(lèi)型的類(lèi)新星中軌道傾角最高的,而且它們大部分都是高軌道傾角系統(tǒng)[48],軌道周期Porb的典型值在3 h< Porb<4 h之間.VY Scl型類(lèi)新星的特征與UX UMa型相同,區(qū)別在于VY Scl型類(lèi)新星持續(xù)處于高態(tài)時(shí),會(huì)發(fā)生亮度下降的情況,變?yōu)榈蛻B(tài),低態(tài)VY Scl型類(lèi)新星的特性與處在寧?kù)o態(tài)的矮新星相同.VY Scl型類(lèi)新星從高態(tài)到低態(tài)的變化,與矮新星從爆發(fā)態(tài)下降到某個(gè)中間亮度狀態(tài)的時(shí)候停滯一段時(shí)間的行為相似.

表2 矮新星的周期振蕩特性列表Table 2 The list of periodic oscillation characteristics in dwarf novae

在類(lèi)新星的光變曲線中DNO和QPO是比較顯著的特性,而且DNO是間歇性存在的.在UX UMa、HL Aqr和V3885 Sgr中觀測(cè)到的DNO的周期比較短[41,48–49],在30 s的范圍內(nèi).Knigge等[50]認(rèn)為振蕩周期應(yīng)該由動(dòng)力學(xué)時(shí)標(biāo)的吸積物理過(guò)程來(lái)定義,因?yàn)闊釙r(shí)標(biāo)和核時(shí)標(biāo)都比典型的DNO周期(幾十秒)長(zhǎng).在VY Scl型類(lèi)新星中很少觀測(cè)到DNO.出現(xiàn)千秒量級(jí)的QPO幾乎都是SW Sex型類(lèi)新星,在其他類(lèi)型的類(lèi)新星中很少能看到.丁月蓉等[51]利用譜分析的CLEAN方法在目標(biāo)源TT Ari中發(fā)現(xiàn)了周期為1200 s的QPO并給出了可能的物理解釋.文獻(xiàn)[52]用間隙時(shí)間序列分析方法對(duì)V795 Her進(jìn)行了短周期的振蕩分析,發(fā)現(xiàn)頻譜圖中有2個(gè)明顯的尖峰,信號(hào)周期分別為265.91 s和116.70 s.對(duì)這2個(gè)尖峰是否是真實(shí)的振蕩信號(hào)還沒(méi)有定論,但在該研究中沒(méi)有探測(cè)到1160 s和1310 s的振蕩,這可能是由于數(shù)據(jù)時(shí)長(zhǎng)比較短,探測(cè)不到周期較長(zhǎng)的QPO.表3列出部分類(lèi)新星的周期振蕩特性.

表3 類(lèi)新星的周期振蕩特性列表Table 3 The list of periodic oscillation characteristics in nova-like

3.4 Polar

以上4種類(lèi)型的激變變星其白矮星的磁場(chǎng)強(qiáng)度都低于105Gs.而高偏振星磁場(chǎng)強(qiáng)度很強(qiáng),可達(dá)107Gs[64],是由一個(gè)同步自旋的強(qiáng)磁白矮星組成的CV系統(tǒng).AM Her是第1個(gè)被發(fā)現(xiàn)的高偏振星,因此高偏振星也可稱(chēng)為AM Her星.該類(lèi)型星的特點(diǎn)是光譜有明顯的氦發(fā)射線,在光學(xué)波段表現(xiàn)出較高的偏振度.

在AM Her星的光變曲線中經(jīng)?？梢钥吹街芷谡袷幀F(xiàn)象.這些振蕩主要是QPO,除常見(jiàn)的周期為10 s到幾分鐘的QPO外,還包括只在強(qiáng)磁場(chǎng)的高偏振星中出現(xiàn)且時(shí)標(biāo)很短的QPO.Middleditch[65]把這種變化時(shí)標(biāo)超短的光變類(lèi)型叫做“noisar”,時(shí)標(biāo)范圍在1–3 s左右.Noisar振蕩信號(hào)周期比3種類(lèi)型振蕩中周期最短的DNO還短,這正是Polar振蕩特性的特殊之處.在目標(biāo)源AN UMa、EF Eri、VV Pup和V834 Cen中都發(fā)現(xiàn)了周期1–3 s的QPO[66–69].目前,一個(gè)成熟的模型即驅(qū)動(dòng)激波模型可以比較好地解釋“noisar”[70].該模型認(rèn)為光變調(diào)制是由非穩(wěn)定的吸積流引起激波振蕩的結(jié)果,理論計(jì)算表明,當(dāng)吸積率恒定時(shí),白矮星不能維持激波振蕩,非穩(wěn)態(tài)的吸積流輻射激波可以產(chǎn)生時(shí)標(biāo)很短的QPO.AM Her型星除了超短時(shí)標(biāo)的“noisar”,在很多Polar中也能觀測(cè)到常見(jiàn)的QPO.如目標(biāo)源HP Lib在很多個(gè)晚上的光變曲線中都表現(xiàn)出了周期大約為300 s的QPO[18].在目標(biāo)源CR Boo中探測(cè)到了所有類(lèi)型的周期振蕩,分別是20 s的DNO、61.9 s的lpDNO以及300 s的QPO[7].周期為176 s的lpDNO在V803 Cen中觀測(cè)到.高偏振星的QPO有以下性質(zhì):(1)QPO與回旋輻射區(qū)域有明顯的聯(lián)系,而且QPO的振幅會(huì)隨著輻射強(qiáng)度的變?nèi)醵鴾p小甚至消失.(2)最大功率處的QPO對(duì)應(yīng)的頻率與磁場(chǎng)強(qiáng)度呈現(xiàn)出線性關(guān)系,頻率隨著磁場(chǎng)強(qiáng)度增強(qiáng)而增大;(3)對(duì)Polar來(lái)說(shuō),從次星吸積過(guò)來(lái)的不均勻物質(zhì)在白矮星表面形成的吸積柱可以同時(shí)產(chǎn)生很多不同周期的振蕩.

3.5 IP

中介偏振星的白矮星磁場(chǎng)強(qiáng)度介于高偏振星和非磁CV之間,是由一個(gè)非同步自旋的磁白矮星和一個(gè)紅矮星組成的雙星系統(tǒng).因此,在物質(zhì)交流過(guò)程中,當(dāng)物質(zhì)流沿著磁力線落到白矮星磁極上時(shí),會(huì)產(chǎn)生類(lèi)似燈塔的效應(yīng).在觀測(cè)上表現(xiàn)為光學(xué)脈沖或者X射線脈沖.目標(biāo)源DQ Her是第1個(gè)發(fā)現(xiàn)的IP,所以中介偏振星又叫DQ Her型星.

DQ Her型星的振蕩特性以QPO類(lèi)型振蕩為主,還沒(méi)有在該類(lèi)型星中測(cè)到DNO信號(hào).目標(biāo)源DQ Her最顯著的特征是光變曲線上出現(xiàn)了71 s的振蕩[34,71],而且其線偏振和圓偏振存在周期為142 s的調(diào)制,Zhang等[72]認(rèn)為這個(gè)71 s的信號(hào)可能是白矮星自旋頻率的一次諧波.QPO的周期是變化的,以TT Ari為例,在超過(guò)25 yr的時(shí)間里,觀測(cè)到千秒量級(jí)的QPO的周期從27 min持續(xù)下降到15 min[73].Andronov等[74]在對(duì)這一亞型中的一個(gè)目標(biāo)源DO Dra進(jìn)行研究時(shí),發(fā)現(xiàn)了一種特殊的光變振蕩類(lèi)型,并將其稱(chēng)為暫態(tài)周期性振蕩(transient periodic oscillation,TPO).這種振蕩類(lèi)型是在目標(biāo)源處于中間態(tài)(介于寧?kù)o態(tài)和爆發(fā)態(tài)之間)中觀測(cè)到的,它與QPO存在明顯的區(qū)別.暫態(tài)周期性振蕩的振幅是變化的,沒(méi)有單調(diào)性,但是其相位相對(duì)QPO來(lái)說(shuō)是基本不變或者說(shuō)是變化很小的.TPO被認(rèn)為是距離為Rcloud=2.28RA,且圍繞白矮星旋轉(zhuǎn)的被高溫白矮星照亮的吸積物質(zhì)(bright cloud)受到白矮星旋轉(zhuǎn)磁層干擾而產(chǎn)生,其中Rcloud是吸積物質(zhì)的位置,RA是阿爾文半徑.

4 CV中不同類(lèi)型周期振蕩的產(chǎn)生機(jī)制

從振蕩的光變時(shí)標(biāo)和相干性來(lái)看,時(shí)標(biāo)較短、相干程度較高的DNO和lpDNO很有可能起源于吸積盤(pán)內(nèi)盤(pán)或者白矮星,而吸積盤(pán)被認(rèn)為與QPO的起源相關(guān).李宗云等[4]曾對(duì)激變變星的閃變、相干振蕩和QPO進(jìn)行過(guò)研究,給出了它們可能的產(chǎn)生機(jī)制.在此基礎(chǔ)上,本文將結(jié)合CV的結(jié)構(gòu)來(lái)介紹3種周期振蕩產(chǎn)生的物理過(guò)程.

4.1 矮新星振蕩

DNO相對(duì)穩(wěn)定且周期短,所有的DNO模型都應(yīng)該符合白矮星的重力時(shí)標(biāo)τG～其中G是萬(wàn)有引力常數(shù),是白矮星的平均密度,以滿足DNO的周期時(shí)標(biāo).雖然DNO總是表現(xiàn)出高穩(wěn)定性,但是也存在周期、相位和振幅快速變化的情況,這反映了產(chǎn)生DNO背后物理結(jié)構(gòu)的快速變化.DNO的振幅與CV的軌道傾角不存在相關(guān)性,不管是在低軌道傾角還是高軌道傾角的CV中,DNO都會(huì)表現(xiàn)出它們能達(dá)到的最高振幅.

4.1.1 白矮星脈動(dòng)

Warner等[41]第1次提出用非徑向g模式的白矮星脈動(dòng)來(lái)解釋DNO.因?yàn)榘装欠菑较蛎}動(dòng)的周期在10–40 s之間,與振蕩周期時(shí)標(biāo)在量級(jí)上相當(dāng),而且還存在周期-亮度關(guān)系[75].Bath等[76]認(rèn)為這個(gè)模型要求主星的自轉(zhuǎn)速度較慢,而根據(jù)矮新星吸積率來(lái)估計(jì)白矮星是一個(gè)自轉(zhuǎn)很快的主星.矮新星中的白矮星處在吸積盤(pán)的中心,光學(xué)波段以及X射線波段的觀測(cè)技術(shù)不能通過(guò)很厚的吸積盤(pán)來(lái)直接探測(cè)得到白矮星的自轉(zhuǎn)周期或速度,只能依賴(lài)于吸積模型從而間接得到它的自轉(zhuǎn)信息,而這種間接估計(jì)法得到的結(jié)果往往存在較大的誤差,所以目前的觀測(cè)可能不支持用白矮星脈動(dòng)的g模式來(lái)解釋DNO.Papaloizou等[77–78]則提出通過(guò)與盤(pán)的相互作用可以激發(fā)快速旋轉(zhuǎn)白矮星的脈動(dòng),從而產(chǎn)生DNO以及QPO的相干周期.考慮到DNO周期變化的時(shí)標(biāo),白矮星的脈動(dòng)只涉及到最外層.在爆發(fā)過(guò)程中,如果最外層的平均自轉(zhuǎn)速度是由物質(zhì)吸積率和外層角動(dòng)量轉(zhuǎn)移到白矮星的速率決定,則可能導(dǎo)致觀測(cè)到的周期-亮度關(guān)系[40].

4.1.2 吸積盤(pán)脈動(dòng)

人們認(rèn)為吸積盤(pán)脈動(dòng)也可能是導(dǎo)致DNO和QPO的原因.雙星中2個(gè)子星相互繞轉(zhuǎn)造成吸積盤(pán)的反射和遮擋,因此吸積盤(pán)的脈動(dòng)可以通過(guò)反射、遮擋以及吸積盤(pán)內(nèi)區(qū)邊緣吸積流的不穩(wěn)定性等方式來(lái)調(diào)節(jié)系統(tǒng)的亮度[79].Abramowicz等[80]在研究軸對(duì)稱(chēng)擾動(dòng)厚吸積盤(pán)的局部穩(wěn)定性時(shí),發(fā)現(xiàn)了類(lèi)似于恒星p-和g-模式的振蕩.Carroll等[81]對(duì)吸積盤(pán)進(jìn)行非軸對(duì)稱(chēng)的局部擾動(dòng)分析(忽略吸積盤(pán)的粘滯性、非絕熱性以及子午流的影響),得到3個(gè)不同時(shí)標(biāo)的振蕩,這3組不同時(shí)標(biāo)的振蕩中包括了DNO和QPO.由于圓盤(pán)的脈動(dòng)不局限于某一特定環(huán)面,振蕩功率在能譜圖上表現(xiàn)為較寬的頻率范圍,不能夠解釋DNO的相干特性[82].

4.1.3 吸積盤(pán)上的熱斑

Bath[83]首先指出了DNO的周期范圍與白矮星附近吸積盤(pán)中物質(zhì)流的開(kāi)普勒周期相似.熱斑(hotspot)是在吸積盤(pán)上由湍流不穩(wěn)定或者物質(zhì)流與吸積盤(pán)的相互作用產(chǎn)生的.Pretorius[40]認(rèn)為熱斑以開(kāi)普勒速度圍繞白矮星運(yùn)動(dòng),周期性地被白矮星或者吸積盤(pán)遮擋,發(fā)生亮度調(diào)制,產(chǎn)生DNO.由于較差自轉(zhuǎn)和冷卻,熱斑會(huì)逐漸消失,并可能被在不同半徑處一個(gè)新的亮斑取代,這就導(dǎo)致了相位或者周期的變化.如果熱斑是在磁層半徑處產(chǎn)生,可以認(rèn)為周期-亮度關(guān)系是由于物質(zhì)轉(zhuǎn)移率的變化導(dǎo)致.但對(duì)于目標(biāo)源SY CNC來(lái)說(shuō),該模型難以解釋大振幅和長(zhǎng)周期的DNO[45].

4.1.4 低慣性磁吸積模型

有觀測(cè)證據(jù)表明,VW Hyi爆發(fā)后存在一個(gè)熱的赤道吸積帶,其旋轉(zhuǎn)速度比白矮星還快[84].矮新星的爆發(fā)過(guò)程中,在白矮星赤道附近形成一個(gè)吸積物質(zhì)的表層稱(chēng)為赤道帶(equatorial belt).赤道帶的質(zhì)量Mb ～10?10M⊙,大約是一次爆發(fā)吸積的物質(zhì)質(zhì)量[40].赤道帶是由角動(dòng)量比較高的物質(zhì)組成,所以在低磁場(chǎng)的激變變星系統(tǒng)中,赤道帶的旋轉(zhuǎn)角速度比白矮星大.相對(duì)磁心的旋轉(zhuǎn)會(huì)產(chǎn)生一個(gè)“發(fā)電機(jī)”作用,可以將低磁場(chǎng)強(qiáng)度放大到足以控制吸積流的程度[6,85],通過(guò)磁力線引導(dǎo)到赤道帶上的盤(pán)物質(zhì)將以與中介偏振星類(lèi)似的方式形成“微型”吸積簾.矮新星中的白矮星與吸積盤(pán)之間存在很窄的區(qū)域即邊界層(boundary layer),在這個(gè)區(qū)域產(chǎn)生的磁發(fā)電機(jī)過(guò)程只在理論模型上給出,不能被觀測(cè)到.隨著大口徑以及高分辨率望遠(yuǎn)鏡的使用,該微型結(jié)構(gòu)在未來(lái)可以被人們觀測(cè)到.Warner等[6]指出對(duì)于磁場(chǎng)很弱(小于105Gs)不能發(fā)生剛體旋轉(zhuǎn)運(yùn)動(dòng)的白矮星都會(huì)受到這個(gè)過(guò)程的影響,也只有磁場(chǎng)強(qiáng)度增強(qiáng)并能夠控制吸積流的系統(tǒng)才能通過(guò)這個(gè)過(guò)程看到DNO.在這個(gè)模型中,觀測(cè)到的DNO就代表赤道帶的自旋,赤道帶的轉(zhuǎn)動(dòng)慣量比較低,導(dǎo)致DNO的周期變化,所以觀測(cè)到的信號(hào)是準(zhǔn)周期性的.

4.2 準(zhǔn)周期振蕩

自從發(fā)現(xiàn)QPO,大多數(shù)人認(rèn)為它們起源于吸積盤(pán).Robinson等[13]根據(jù)周期時(shí)標(biāo)來(lái)判斷,認(rèn)為QPO不是由次星引起,而且QPO有較低的相干性,也排除其起源可能是主星白矮星,因此認(rèn)為QPO必然是由吸積盤(pán)產(chǎn)生的.CV中QPO種類(lèi)多樣,由多種機(jī)制產(chǎn)生,很難用單一的物理機(jī)制來(lái)解釋.

4.2.1 DNO相關(guān)的QPO

Lubow等[86]認(rèn)為此類(lèi)型QPO是由非對(duì)稱(chēng)g模式的吸積盤(pán)脈動(dòng)引起的,其在內(nèi)盤(pán)具有最佳的傳播特性.這種脈動(dòng)可能是吸積內(nèi)盤(pán)受到白矮星磁場(chǎng)的作用而激發(fā)產(chǎn)生的,主要包括了吸積盤(pán)上某個(gè)選定的環(huán)面在垂直方向上增厚以及突起(bulge).由于角速度小于開(kāi)普勒角速度,在慣性系中沿著與吸積盤(pán)旋轉(zhuǎn)相反的方向傳播.Okuda等[23]用盤(pán)的徑向振蕩來(lái)解釋周期為80–400 s的QPO,認(rèn)為吸積盤(pán)的徑向振蕩激發(fā)機(jī)制主要與吸積盤(pán)粘滯的熱力學(xué)和動(dòng)力學(xué)過(guò)程相關(guān).Collins等[87]認(rèn)為激變變星的邊界層(介于吸積盤(pán)和白矮星之間狹窄的區(qū)域)中物質(zhì)流不穩(wěn)定,其能量耗散與開(kāi)普勒吸積盤(pán)的能量耗散相當(dāng),可以為振蕩提供強(qiáng)大的驅(qū)動(dòng)能量.Patterson[88]根據(jù)QPO可能起源于吸積盤(pán)以及周期關(guān)系這2個(gè)依據(jù)給出斑點(diǎn)盤(pán)模型(blobby disk model).該模型認(rèn)為在吸積盤(pán)上由于某種不穩(wěn)定性產(chǎn)生了氣體團(tuán)(blobs),blobs繞白矮星運(yùn)動(dòng),只有幾個(gè)周期的壽命.如果blobs自身可以發(fā)光,在其開(kāi)普勒旋轉(zhuǎn)周期內(nèi)就可以產(chǎn)生QPO[83].針對(duì)blobs靠反射來(lái)自白矮星的輻射來(lái)發(fā)亮的情況,Patterson[88]提出了非對(duì)稱(chēng)旋轉(zhuǎn)白矮星模型(oblique ratator model),如圖5所示.該模型要求白矮星的磁場(chǎng)大于106Gs,圖5中的陰影部分是吸積盤(pán)內(nèi)邊緣和吸積柱,N表示白矮星的磁軸的北極,S是白矮星磁軸的南極,這2個(gè)磁極對(duì)觀測(cè)者呈現(xiàn)出不同的相位,旋轉(zhuǎn)軸垂直于吸積盤(pán),吸積盤(pán)內(nèi)側(cè)受到南北極的激發(fā)對(duì)觀測(cè)者來(lái)說(shuō)是可見(jiàn)的.磁層半徑和產(chǎn)生QPO的半徑這兩個(gè)參數(shù)將非對(duì)稱(chēng)旋轉(zhuǎn)白矮星模型和斑點(diǎn)盤(pán)模型聯(lián)系起來(lái),并將兩個(gè)模型合并來(lái)解釋QPO.在磁層邊緣的軌道上產(chǎn)生的反射效應(yīng)可能會(huì)產(chǎn)生QPO,blobs在冷卻或因剪切過(guò)程破壞之前受到吸積白矮星產(chǎn)生的高能熱輻射的照射后,經(jīng)過(guò)吸收和再發(fā)射可以產(chǎn)生光學(xué)QPO.

圖5 AE Aqr的非對(duì)稱(chēng)旋轉(zhuǎn)白矮星模型[88]Fig.5 The oblique rotator model AE Aqr[88]

4.2.2 千秒量級(jí)的QPO

在SW Sex型類(lèi)新星中觀測(cè)到千秒量級(jí)的QPO很有可能就是磁白矮星的自轉(zhuǎn)[19,89].這類(lèi)型星可認(rèn)為是IP,在這些系統(tǒng)中,QPO的周期與白矮星的自轉(zhuǎn)周期很接近,所以白矮星穩(wěn)定的自轉(zhuǎn)信號(hào)被認(rèn)為是QPO[40].例如: 在DQ Her中白矮星的自轉(zhuǎn)是嚴(yán)格的周期信號(hào)且周期是33 s,在高物質(zhì)轉(zhuǎn)移率的狀態(tài)下,33 s的振蕩表現(xiàn)為接近35 s的QPO[63,88].高吸積率的物質(zhì)流可以加快或者減慢白矮星的自轉(zhuǎn)速度,這可能解釋了為什么觀測(cè)到的振蕩是準(zhǔn)周期的.有跡象表明,周期性信號(hào)可能是QPO的基礎(chǔ).Kato等[22]發(fā)現(xiàn)超級(jí)QPO只出現(xiàn)在SU UMa型矮新星的超級(jí)爆發(fā)過(guò)程,于是認(rèn)為超級(jí)QPO的起源可能與超級(jí)爆發(fā)的激發(fā)機(jī)制相關(guān).

4.3 長(zhǎng)周期矮新星振蕩

Warner等[90]指出DNO和lpDNO的行為相互獨(dú)立,既可單獨(dú)出現(xiàn)也能共存.Warner等[7]在對(duì)目標(biāo)源VW Hyi進(jìn)行研究時(shí)發(fā)現(xiàn)了lpDNO的周期可能與白矮星的自旋有關(guān),認(rèn)為lpDNO反映的是非磁白矮星的自旋,所以在白矮星的2個(gè)磁極區(qū)域以及赤道帶有物質(zhì)吸積過(guò)程發(fā)生,并解釋lpDNO產(chǎn)生與吸積區(qū)域的磁引導(dǎo)吸積(magnetically channlled accretion)過(guò)程有關(guān).lpDNO具有對(duì)吸積光度不敏感的性質(zhì),在寧?kù)o態(tài)的矮新星中也能觀測(cè)到,這就解釋了為什么lpDNO的周期與吸積率不成比例,與DNO相互獨(dú)立的行為.白矮星赤道上的角動(dòng)量沿徑向和緯度方向不相同,導(dǎo)致白矮星的外層以不同的方式旋轉(zhuǎn),吸積區(qū)域可能并不總是具有完全相同的角速度,因此lpDNO表現(xiàn)出準(zhǔn)周期性.

5 總結(jié)與展望

在大部分CV中都會(huì)出現(xiàn)周期振蕩現(xiàn)象,這3種振蕩可能反映出的白矮星自旋的性質(zhì)或者吸積盤(pán)的結(jié)構(gòu)等信息.有關(guān)DNO和QPO的研究比較多,因此對(duì)這2種類(lèi)型振蕩了解更深,而lpDNO是新發(fā)現(xiàn)的一個(gè)類(lèi)型,還需要更多的觀測(cè)和數(shù)據(jù)來(lái)驗(yàn)證現(xiàn)有的理論.在討論周期振蕩產(chǎn)生的原因時(shí),人們根據(jù)振蕩的特性提出了基于白矮星脈動(dòng)、吸積盤(pán)脈動(dòng)和吸積盤(pán)熱斑等很多的物理模型.由于振蕩相位、振幅和周期的變化,很難用單一的物理模型來(lái)解釋.

目前,對(duì)于CV的周期振蕩研究還不夠全面,還存在有待解決問(wèn)題: 如果振蕩時(shí)標(biāo)剛好落在2種類(lèi)型振蕩之間,我們很難單純根據(jù)時(shí)標(biāo)界定其到底屬于什么類(lèi)型.但可以從振蕩現(xiàn)象的時(shí)標(biāo)以及在哪種類(lèi)型的CV出現(xiàn)得到一些啟示如: 時(shí)標(biāo)比較短的DNO和lpDNO起源可能與白矮星有關(guān),而QPO主要出現(xiàn)在MCV中則可能與磁場(chǎng)相關(guān).

CV中的很多振蕩現(xiàn)象在X射線雙星中也會(huì)出現(xiàn),最常見(jiàn)的是QPO這一類(lèi)型的振蕩,高頻波段的X射線QPO表現(xiàn)出的性質(zhì)更像CV中的DNO.X射線雙星的QPO與CV具有一定的相似性,這對(duì)理解白矮星和中子星的磁場(chǎng)以及吸積過(guò)程具有重要的意義.CV的周期性振蕩除了在光學(xué)波段能觀測(cè)到外,在其他波段如X射線波段也會(huì)出現(xiàn).光學(xué)和X射線等其他波段數(shù)據(jù)的結(jié)合有助于我們更加全面地了解振蕩現(xiàn)象的形成和演化.