激變變星3種周期振蕩現(xiàn)象的觀測研究進展?

潘翠云 戴智斌

(1 中國科學(xué)院云南天文臺 昆明 650011)

(2 中國科學(xué)院大學(xué) 北京 100049)

1 引言

激變變星(Cataclysmic Variables,CV)是由一個光譜為G、K、M型的晚型主序星和一個白矮星構(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)、類新星(Nova-like,NL)和磁激變變星(Magnetic CV,MCV).根據(jù)白矮星的磁場強度,MCV又分為磁場很強的高偏振星(Polar)和磁場較弱的中介偏振星(Intermediate Polar,IP).周期振蕩是一種短時標、準周期性的光變,時標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到[2–3].周期振蕩是CV普遍存在的觀測特性,不僅表現(xiàn)出不同時標的亮度變化,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)則的光變類型稱為閃變(flickering),它是一種隨機的、非周期性光變,振幅變化在0.1–0.5 mag之間,時標大約是數(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].在觀測上,幾乎所有CV的亞型都能探測到周期振蕩.對于不同亞型的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,成為深入研究的對象[5–6,9,12].目前在許多CV中都能觀測到周期振蕩現(xiàn)象,但還沒有統(tǒng)一的物理模型來解釋其產(chǎn)生機制.周期振蕩的短時標表明其物理起源可能與致密星的吸積過程密切相關(guān),近年來已成為研究吸積結(jié)構(gòu)和理論的一個重要途徑.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、周期較長且不穩(wěn)定的準周期振蕩(quasi-periodic oscillation,QPO).20世紀末期,CV的周期振蕩主要包括相干性振蕩和準周期振蕩.1981年P(guān)atterson[14]提出把短周期、高相干的振蕩稱為矮新星振蕩(dwarf nova oscillation,DNO)來區(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個階段: 第1個階段是70年代到90年代,根據(jù)相干性簡單地把周期振蕩分為DNO和QPO.第2個階段是從2004年至今,人們根據(jù)光變的時標來對周期振蕩進行分類,并將以前觀測的振蕩信號細分為3種類型: DNO、QPO和lpDNO.

2.1 DNO

DNO的光變時標比較短,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低振幅的DNO成為可能[17],偶爾振幅達到0.01 mag量級時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)的軌道傾角沒有明顯關(guān)系.周期-亮度關(guān)系是DNO的一個普遍特征,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)時在PDNO?I圖上會出現(xiàn)一個弧即香蕉圖,這就是周期-亮度關(guān)系,如圖1所示.對矮新星而言,當DNO周期減少,目標源正處于正常爆發(fā)的上升階段,周期增加,說明是在爆發(fā)后的下降階段.對于DNO除了光學(xué)波段觀測外,在一些CV(如SS Cyg、U Gem和VW Hyi等)中也對其進行了X射線波段的觀測,研究發(fā)現(xiàn)目標源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)波段觀測一樣,X射線波段的信號脈沖是正弦波,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研究DNO.

2.2 QPO

QPO是3種類型中周期最長、相干性最弱的振蕩,周期范圍大約在50–1000 s[5],相干時間通常只有幾個周期.因此,QPO振蕩信號一般很快消失,被另一個不同周期的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)為一個比較寬的包,見圖3.

QPO有2個明顯不同的光變時標[16].一些目標源如: V422 Oph、V751 Cyg、DW Cnc具有周期高達幾千秒的振蕩[19–21],這種光變時標比較長的振蕩稱為千秒量級的QPO(kilosecond QPO),其周期在750–3000 s之間,振幅最大可達到0.3 mag左右; 另一個是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.這種類型的QPO通常與DNO同時出現(xiàn)在目標源中,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)振幅變化達到0.2 mag的QPO,于是也把這種振幅變化大于0.2 mag的QPO稱為“超級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的相對亮度,是爆發(fā)時的亮度I與掩食時亮度最小值IMIN之比的常用對數(shù)值,縱軸是相干振蕩周期P 的常用對數(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)的一個振蕩類型,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.當在一個目標源中l(wèi)pDNO與DNO或者QPO同時出現(xiàn)時,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].在新的振蕩類型出現(xiàn)前,很多l(xiāng)pDNO信號被誤認為是DNO或QPO.例如: Warner等[7]認為在目標源AH Her和HT Cas中發(fā)現(xiàn)的周期為100 s的QPO實際上是lpDNO.lpDNO近年來才被認識,很多理論還需經(jīng)過更多的觀測事實來驗證.

圖2 矮新星WX Hyi的光變曲線顯示了周期為185 s的QPO[16].橫軸是觀測時間用日心儒略日(HJD)來表示,縱軸是V波段的星等.黑點是觀測數(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)特征來分類,這5種不同的亞型對應(yīng)不同的物理圖景.CV爆發(fā)階段吸積盤溫度T可達到104K T<106K[23],具有熱穩(wěn)定性和粘滯穩(wěn)定性,是研究吸積過程的“天然實驗室”.周期振蕩是CV的典型特征,研究不同亞型CV的振蕩特性對了解CV的吸積物理及致密雙星的演化具有重要意義.

對非磁(白矮星磁場小于105Gs)CV來說,當物質(zhì)從次星的表面經(jīng)過內(nèi)拉格朗日點流向主星時,在其周圍形成吸積盤.而對磁CV來說,磁場的存在會阻礙吸積盤的形成,IP的磁場比較弱、磁層半徑小,物質(zhì)從次星表面流向白矮星時在其周圍形成吸積簾.Polar的磁場很強直接將次星上的物質(zhì)捕獲,并讓其沿著磁力線運動,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.對于有盤的CV來說,振蕩周期與吸積盤、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,說明QPO產(chǎn)生的物理過程可能與磁場有關(guān).

3.1 CN與RN

新星又稱經(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)的物理機制,從次星吸積來的物質(zhì)在白矮星表面不斷積累,吸積層底部的溫度和密度達到了氫燃燒的條件,開始發(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)的速度又可以細分為不同類型的快新星和慢新星[24].快新星在光變曲線上表現(xiàn)出準周期、大振幅的光變,其物理機制現(xiàn)在還不是很清楚.在新星的有效觀測中發(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個星等所需的時間.

圖4 新星爆發(fā)振幅與時間間隔的關(guān)系[18].橫軸代表亮度下降2個星等所需時間的常用對數(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[25–26]指出RR Pic是新星Pictoris 1925的遺跡,也是一個多周期振蕩源,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觀測到DNO的周期還要長.在GK Per中也能觀測到DNO,其周期長達360–380 s[28–29].新星V2275 Cyg在2003年10月18、19日這2個晚上的數(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,這種類型的振蕩被認為是QPO.這一觀測事實支持了短期光變主要是來源非對稱旋轉(zhuǎn)的白矮星對亮度再處理產(chǎn)生的觀點(請見4.2.1節(jié)),但還需要更多的觀測數(shù)據(jù)來說明.V842 Cen是中速新星,在其光變曲線上沒有發(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探測到DNO和QPO信號,如目標源V533 Her[7].Payne-Gaposchkin[31]認為新星中周期以秒為量級的周期振蕩與新星的爆發(fā)持續(xù)時間有關(guān).振蕩特征周期是證明新星由白矮星構(gòu)成的強有力證據(jù).除了短時標的光變,還有一些新星在爆發(fā)后的亮度下降過程出現(xiàn)周期以天為量級的QPO,如: 在目標源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主要是以千秒量級的QPO這一類型出現(xiàn).目前在新星中,還沒有發(fā)現(xiàn)lpDNO信號.

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)時間間隔比較長,一般長達10 yr以上.爆發(fā)時振幅變化達到8–10 mag.RN的平均爆發(fā)時間間隔主要取決于觀測時間的完整性.根據(jù)軌道周期長短,再發(fā)新星又可分為T Pyx型、U Sco型和T CrB型,這3種類型的再發(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,而滿足這個關(guān)系的新星是潛在的再發(fā)新星.由此推測,再發(fā)新星表現(xiàn)出的周期振蕩特性及其產(chǎn)生過程可能與新星相同.到目前為止,在這一亞型中還未觀測到周期振蕩現(xiàn)象,但在一些再發(fā)新星如RS Oph和T CrB中能觀測到閃變現(xiàn)象.處于寧靜態(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],而且對于RS Oph和T CrB這2個再發(fā)新星,當flickering的能量密度達到1029–1033erg·s?1·?1范圍時,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、最多的一個亞型.矮新星具有正常爆發(fā)(normal outburst)和超級爆發(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)時間更長的超級爆發(fā),它們的區(qū)別在于U Gem型在超級爆發(fā)的平臺期沒有超級駝峰,而SU UMa型有超級駝峰; Z Cam型矮新星爆發(fā)后,亮度從最大值下降到某個中間亮度時,將在這個中間亮度停留幾個星期或者幾年,在光變曲線上形成一個“平臺”(standstill).WZ Sge型矮新星是一類比較特別的CV,該類型星有比SU UMa型矮新星更劇烈的超級爆發(fā),但沒有正常爆發(fā).

矮新星的振蕩行為主要發(fā)生在爆發(fā)階段,與吸積過程的高物質(zhì)轉(zhuǎn)移率相關(guān).然而有些目標源如OY Car在寧靜態(tài)的時候光變曲線也表現(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)過程中光變曲線有明顯的周期振蕩特征,振蕩類型主要是DNO和lpDNO.少數(shù)的目標源如SS Cyg在正常爆發(fā)時可以觀測到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)過程,且都以DNO和lpDNO這2種類型為主.對SU UMa型矮新星來說,正常爆發(fā)和超級爆發(fā)過程都可以觀測到周期振蕩現(xiàn)象.總的來說,對矮新星而言其表現(xiàn)出的周期振蕩特性主要是DNO和QPO,在個別矮新星如VW Hyi中會出現(xiàn)lpDNO.表2給出了已觀測到振蕩特性的一部分矮新星.

一般來說,矮新星的振蕩現(xiàn)象通常出現(xiàn)在正常爆發(fā)過程的上升階段,經(jīng)過最大值后,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].在目標源KT Per的某次爆發(fā)過程中探測到了DNO,但在下一次爆發(fā)并沒有出現(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月觀測到了KT Per的正常爆發(fā)過程,卻沒有發(fā)現(xiàn)DNO.

3.3 NL

類新星是一類至今尚未觀測到爆發(fā)活動的激變變星,但存在高態(tài)和低態(tài)2種亮度狀態(tài),通常有幾個星等的變化,與新星有類似的光學(xué)特征.人們根據(jù)光譜和測光特性,又把類新星分為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個類型,UX UMa型類新星的光譜除了發(fā)射線外,還有持續(xù)的寬巴爾末吸收線; RW Tri型類新星的光譜不僅有發(fā)射線,還有窄的吸收線.此外,這2個類型的類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型是所有類型的類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型類新星的特征與UX UMa型相同,區(qū)別在于VY Scl型類新星持續(xù)處于高態(tài)時,會發(fā)生亮度下降的情況,變?yōu)榈蛻B(tài),低態(tài)VY Scl型類新星的特性與處在寧靜態(tài)的矮新星相同.VY Scl型類新星從高態(tài)到低態(tài)的變化,與矮新星從爆發(fā)態(tài)下降到某個中間亮度狀態(tài)的時候停滯一段時間的行為相似.

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中觀測到的DNO的周期比較短[41,48–49],在30 s的范圍內(nèi).Knigge等[50]認為振蕩周期應(yīng)該由動力學(xué)時標的吸積物理過程來定義,因為熱時標和核時標都比典型的DNO周期(幾十秒)長.在VY Scl型類新星中很少觀測到DNO.出現(xiàn)千秒量級的QPO幾乎都是SW Sex型類新星,在其他類型的類新星中很少能看到.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[52]用間隙時間序列分析方法對V795 Her進行了短周期的振蕩分析,發(fā)現(xiàn)頻譜圖中有2個明顯的尖峰,信號周期分別為265.91 s和116.70 s.對這2個尖峰是否是真實的振蕩信號還沒有定論,但在該研究中沒有探測到1160 s和1310 s的振蕩,這可能是由于數(shù)據(jù)時長比較短,探測不到周期較長的QPO.表3列出部分類新星的周期振蕩特性.

表3 類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種類型的激變變星其白矮星的磁場強度都低于105Gs.而高偏振星磁場強度很強,可達107Gs[64],是由一個同步自旋的強磁白矮星組成的CV系統(tǒng).AM Her是第1個被發(fā)現(xiàn)的高偏振星,因此高偏振星也可稱為AM Her星.該類型星的特點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)常可以看到周期振蕩現(xiàn)象.這些振蕩主要是QPO,除常見的周期為10 s到幾分鐘的QPO外,還包括只在強磁場的高偏振星中出現(xiàn)且時標很短的QPO.Middleditch[65]把這種變化時標超短的光變類型叫做“noisar”,時標范圍在1–3 s左右.Noisar振蕩信號周期比3種類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,一個成熟的模型即驅(qū)動激波模型可以比較好地解釋“noisar”[70].該模型認為光變調(diào)制是由非穩(wěn)定的吸積流引起激波振蕩的結(jié)果,理論計算表明,當吸積率恒定時,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)生時標很短的QPO.AM Her型星除了超短時標的“noisar”,在很多Polar中也能觀測到常見的QPO.如目標源HP Lib在很多個晚上的光變曲線中都表現(xiàn)出了周期大約為300 s的QPO[18].在目標源CR Boo中探測到了所有類型的周期振蕩,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的振幅會隨著輻射強度的變?nèi)醵鴾p小甚至消失.(2)最大功率處的QPO對應(yīng)的頻率與磁場強度呈現(xiàn)出線性關(guān)系,頻率隨著磁場強度增強而增大;(3)對Polar來說,從次星吸積過來的不均勻物質(zhì)在白矮星表面形成的吸積柱可以同時產(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強度介于高偏振星和非磁CV之間,是由一個非同步自旋的磁白矮星和一個紅矮星組成的雙星系統(tǒng).因此,在物質(zhì)交流過程中,當物質(zhì)流沿著磁力線落到白矮星磁極上時,會產(chǎn)生類似燈塔的效應(yīng).在觀測上表現(xiàn)為光學(xué)脈沖或者X射線脈沖.目標源DQ Her是第1個發(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類型振蕩為主,還沒有在該類型星中測到DNO信號.目標源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]認為這個71 s的信號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25 yr的時間里,觀測到千秒量級的QPO的周期從27 min持續(xù)下降到15 min[73].Andronov等[74]在對這一亞型中的一個目標源DO Dra進行研究時,發(fā)現(xiàn)了一種特殊的光變振蕩類型,并將其稱為暫態(tài)周期性振蕩(transient periodic oscillation,TPO).這種振蕩類型是在目標源處于中間態(tài)(介于寧靜態(tài)和爆發(fā)態(tài)之間)中觀測到的,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,沒有單調(diào)性,但是其相位相對QPO來說是基本不變或者說是變化很小的.TPO被認為是距離為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中不同類型周期振蕩的產(chǎn)生機制

從振蕩的光變時標和相干性來看,時標較短、相干程度較高的DNO和lpDNO很有可能起源于吸積盤內(nèi)盤或者白矮星,而吸積盤被認為與QPO的起源相關(guān).李宗云等[4]曾對激變變星的閃變、相干振蕩和QPO進行過研究,給出了它們可能的產(chǎn)生機制.在此基礎(chǔ)上,本文將結(jié)合CV的結(jié)構(gòu)來介紹3種周期振蕩產(chǎn)生的物理過程.

4.1 矮新星振蕩

DNO相對穩(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標τG～其中G是萬有引力常數(shù),是白矮星的平均密度,以滿足DNO的周期時標.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都會表現(xiàn)出它們能達到的最高振幅.

4.1.1 白矮星脈動

Warner等[41]第1次提出用非徑向g模式的白矮星脈動來解釋DNO.因為白矮星非徑向脈動的周期在10–40 s之間,與振蕩周期時標在量級上相當,而且還存在周期-亮度關(guān)系[75].Bath等[76]認為這個模型要求主星的自轉(zhuǎn)速度較慢,而根據(jù)矮新星吸積率來估計白矮星是一個自轉(zhuǎn)很快的主星.矮新星中的白矮星處在吸積盤的中心,光學(xué)波段以及X射線波段的觀測技術(shù)不能通過很厚的吸積盤來直接探測得到白矮星的自轉(zhuǎn)周期或速度,只能依賴于吸積模型從而間接得到它的自轉(zhuǎn)信息,而這種間接估計法得到的結(jié)果往往存在較大的誤差,所以目前的觀測可能不支持用白矮星脈動的g模式來解釋DNO.Papaloizou等[77–78]則提出通過與盤的相互作用可以激發(fā)快速旋轉(zhuǎn)白矮星的脈動,從而產(chǎn)生DNO以及QPO的相干周期.考慮到DNO周期變化的時標,白矮星的脈動只涉及到最外層.在爆發(fā)過程中,如果最外層的平均自轉(zhuǎn)速度是由物質(zhì)吸積率和外層角動量轉(zhuǎn)移到白矮星的速率決定,則可能導(dǎo)致觀測到的周期-亮度關(guān)系[40].

4.1.2 吸積盤脈動

人們認為吸積盤脈動也可能是導(dǎo)致DNO和QPO的原因.雙星中2個子星相互繞轉(zhuǎn)造成吸積盤的反射和遮擋,因此吸積盤的脈動可以通過反射、遮擋以及吸積盤內(nèi)區(qū)邊緣吸積流的不穩(wěn)定性等方式來調(diào)節(jié)系統(tǒng)的亮度[79].Abramowicz等[80]在研究軸對稱擾動厚吸積盤的局部穩(wěn)定性時,發(fā)現(xiàn)了類似于恒星p-和g-模式的振蕩.Carroll等[81]對吸積盤進行非軸對稱的局部擾動分析(忽略吸積盤的粘滯性、非絕熱性以及子午流的影響),得到3個不同時標的振蕩,這3組不同時標的振蕩中包括了DNO和QPO.由于圓盤的脈動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中物質(zhì)流的開普勒周期相似.熱斑(hotspot)是在吸積盤上由湍流不穩(wěn)定或者物質(zhì)流與吸積盤的相互作用產(chǎn)生的.Pretorius[40]認為熱斑以開普勒速度圍繞白矮星運動,周期性地被白矮星或者吸積盤遮擋,發(fā)生亮度調(diào)制,產(chǎn)生DNO.由于較差自轉(zhuǎn)和冷卻,熱斑會逐漸消失,并可能被在不同半徑處一個新的亮斑取代,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.但對于目標源SY CNC來說,該模型難以解釋大振幅和長周期的DNO[45].

4.1.4 低慣性磁吸積模型

有觀測證據(jù)表明,VW Hyi爆發(fā)后存在一個熱的赤道吸積帶,其旋轉(zhuǎn)速度比白矮星還快[84].矮新星的爆發(fā)過程中,在白矮星赤道附近形成一個吸積物質(zhì)的表層稱為赤道帶(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].赤道帶是由角動量比較高的物質(zhì)組成,所以在低磁場的激變變星系統(tǒng)中,赤道帶的旋轉(zhuǎn)角速度比白矮星大.相對磁心的旋轉(zhuǎn)會產(chǎn)生一個“發(fā)電機”作用,可以將低磁場強度放大到足以控制吸積流的程度[6,85],通過磁力線引導(dǎo)到赤道帶上的盤物質(zhì)將以與中介偏振星類似的方式形成“微型”吸積簾.矮新星中的白矮星與吸積盤之間存在很窄的區(qū)域即邊界層(boundary layer),在這個區(qū)域產(chǎn)生的磁發(fā)電機過程只在理論模型上給出,不能被觀測到.隨著大口徑以及高分辨率望遠鏡的使用,該微型結(jié)構(gòu)在未來可以被人們觀測到.Warner等[6]指出對于磁場很弱(小于105Gs)不能發(fā)生剛體旋轉(zhuǎn)運動的白矮星都會受到這個過程的影響,也只有磁場強度增強并能夠控制吸積流的系統(tǒng)才能通過這個過程看到DNO.在這個模型中,觀測到的DNO就代表赤道帶的自旋,赤道帶的轉(zhuǎn)動慣量比較低,導(dǎo)致DNO的周期變化,所以觀測到的信號是準周期性的.

4.2 準周期振蕩

自從發(fā)現(xiàn)QPO,大多數(shù)人認為它們起源于吸積盤.Robinson等[13]根據(jù)周期時標來判斷,認為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,因此認為QPO必然是由吸積盤產(chǎn)生的.CV中QPO種類多樣,由多種機制產(chǎn)生,很難用單一的物理機制來解釋.

4.2.1 DNO相關(guān)的QPO

Lubow等[86]認為此類型QPO是由非對稱g模式的吸積盤脈動引起的,其在內(nèi)盤具有最佳的傳播特性.這種脈動可能是吸積內(nèi)盤受到白矮星磁場的作用而激發(fā)產(chǎn)生的,主要包括了吸積盤上某個選定的環(huán)面在垂直方向上增厚以及突起(bulge).由于角速度小于開普勒角速度,在慣性系中沿著與吸積盤旋轉(zhuǎn)相反的方向傳播.Okuda等[23]用盤的徑向振蕩來解釋周期為80–400 s的QPO,認為吸積盤的徑向振蕩激發(fā)機制主要與吸積盤粘滯的熱力學(xué)和動力學(xué)過程相關(guān).Collins等[87]認為激變變星的邊界層(介于吸積盤和白矮星之間狹窄的區(qū)域)中物質(zhì)流不穩(wěn)定,其能量耗散與開普勒吸積盤的能量耗散相當,可以為振蕩提供強大的驅(qū)動能量.Patterson[88]根據(jù)QPO可能起源于吸積盤以及周期關(guān)系這2個依據(jù)給出斑點盤模型(blobby disk model).該模型認為在吸積盤上由于某種不穩(wěn)定性產(chǎn)生了氣體團(blobs),blobs繞白矮星運動,只有幾個周期的壽命.如果blobs自身可以發(fā)光,在其開普勒旋轉(zhuǎn)周期內(nèi)就可以產(chǎn)生QPO[83].針對blobs靠反射來自白矮星的輻射來發(fā)亮的情況,Patterson[88]提出了非對稱旋轉(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大于106Gs,圖5中的陰影部分是吸積盤內(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個磁極對觀測者呈現(xiàn)出不同的相位,旋轉(zhuǎn)軸垂直于吸積盤,吸積盤內(nèi)側(cè)受到南北極的激發(fā)對觀測者來說是可見的.磁層半徑和產(chǎn)生QPO的半徑這兩個參數(shù)將非對稱旋轉(zhuǎn)白矮星模型和斑點盤模型聯(lián)系起來,并將兩個模型合并來解釋QPO.在磁層邊緣的軌道上產(chǎn)生的反射效應(yīng)可能會產(chǎn)生QPO,blobs在冷卻或因剪切過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)過吸收和再發(fā)射可以產(chǎn)生光學(xué)QPO.

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

4.2.2 千秒量級的QPO

在SW Sex型類新星中觀測到千秒量級的QPO很有可能就是磁白矮星的自轉(zhuǎn)[19,89].這類型星可認為是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)信號被認為是QPO[40].例如: 在DQ Her中白矮星的自轉(zhuǎn)是嚴格的周期信號且周期是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到的振蕩是準周期的.有跡象表明,周期性信號可能是QPO的基礎(chǔ).Kato等[22]發(fā)現(xiàn)超級QPO只出現(xiàn)在SU UMa型矮新星的超級爆發(fā)過程,于是認為超級QPO的起源可能與超級爆發(fā)的激發(fā)機制相關(guān).

4.3 長周期矮新星振蕩

Warner等[90]指出DNO和lpDNO的行為相互獨立,既可單獨出現(xiàn)也能共存.Warner等[7]在對目標源VW Hyi進行研究時發(fā)現(xiàn)了lpDNO的周期可能與白矮星的自旋有關(guān),認為lpDNO反映的是非磁白矮星的自旋,所以在白矮星的2個磁極區(qū)域以及赤道帶有物質(zhì)吸積過程發(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)過程有關(guān).lpDNO具有對吸積光度不敏感的性質(zhì),在寧靜態(tài)的矮新星中也能觀測到,這就解釋了為什么lpDNO的周期與吸積率不成比例,與DNO相互獨立的行為.白矮星赤道上的角動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)出準周期性.

5 總結(jié)與展望

在大部分CV中都會出現(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)或者吸積盤的結(jié)構(gòu)等信息.有關(guān)DNO和QPO的研究比較多,因此對這2種類型振蕩了解更深,而lpDNO是新發(fā)現(xiàn)的一個類型,還需要更多的觀測和數(shù)據(jù)來驗證現(xiàn)有的理論.在討論周期振蕩產(chǎn)生的原因時,人們根據(jù)振蕩的特性提出了基于白矮星脈動、吸積盤脈動和吸積盤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解釋.

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

CV中的很多振蕩現(xiàn)象在X射線雙星中也會出現(xiàn),最常見的是QPO這一類型的振蕩,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,這對理解白矮星和中子星的磁場以及吸積過程具有重要的意義.CV的周期性振蕩除了在光學(xué)波段能觀測到外,在其他波段如X射線波段也會出現(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.