《天文学报》：激变变星3种周期振荡现象的观测研究进展（中国科学院&中国科学院大学：潘翠云、戴智斌）

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 oscil￾lation, 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

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]. Payne￾Gaposchkin[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

60卷 天文学报 4期 与矮新星从爆发态下降到某个中间亮度状态的时候停滞一段时间的行为相似. 表2矮新星的周期振荡特性列表 Table 2 The list of periodic oscillation characteristics in dwarf novae Type PINo/ Reference U Gem UG 6.58-10.9 1,3-4 89-160 AG Hya UG 21.55 5 Z Cam UGZ16.0-08.8 AH Her UGZ 24.0-38.8 SY CNC UGZ 23.3-33.0 RX And UGZ N36 EM Cyg UGZ 14.6-21.2 ANo HX Peg UGZ16.22-16.3983.4/11.31400-1900ANO°,NOD210 /746 5 KT Per UGZ22.429.382-147 1,12-13 HT Cas UGSU 20. 2-20.4 YZ Cnc UGSU SOg 400-600 WX Cet UGSU 17.4 15,3 OY Car UGSU 19.4. 28.0 3389/297/281SO WX Hy UGSU 19.4 1140/1560 V436 Cen UGSU19.5-20.1 475 14,10 represents U Gem type dwarf nova represents Z Cam type dwarf nova represents SU UMa type dwar rI nova means ascending branch of normal outburst means normal outburst decline state s means super outburst Reference:(1)Robinson et al. [3);(2)Cordova et al. B38(3)Warner 16);(4)Horne et al. B9;(5)Pretorius et al. 9);(6)Pretorius 40;(7) Warner et al. A41;(8)Patterson[14) ;(9) Nevo et al. 42:(10)Warner et al.7;(11)Szkody 43;(12)Nevo et al. 44];(13)Robinson 43;(14) Warner et al. [6;(15)Sterken et al. 46 在类新星的光变曲线中DNO和QPO是比较显著的特性,而且DNO是间歇性存在的 在 UX UMa、HAqr和V3885Sgr中观测到的DNO的周期比较短1,4-1,在30s的范 围内 Knigge等认为振荡周期应该由动力学时标的吸积物理过程来定义,因为热时标

60 卷 天 文 学 报 4 期 与矮新星从爆发态下降到某个中间亮度状态的时候停滞一段时间的行为相似. 表 2 矮新星的周期振荡特性列表 Table 2 The list of periodic oscillation characteristics in dwarf novae Star Type PDNO/s PlpDNO/s PQPO/s state Reference U Gem UGa ∼25 73–146 - NOd 1–2 SS Cyg UG 6.58–10.9 32 730 NO 1, 3–4 X Leo UG 89–160 - - NO 5 AG Hya UG 21.55 - - NO 5 TW Vir UG 112–121 - ∼1000 NO 6 Z Cam UGZb 16.0–08.8 - - NO 7 AH Her UGZ 24.0–38.8 ∼100 - NO 8–9 SY CNC UGZ 23.3–33.0 - - NO 8–9 RX And UGZ ∼36 - - NOD 10–11 EM Cyg UGZ 14.6–21.2 - - ANO 8–9 HX Peg UGZ 16.22–16.39 83.4/112.3 1400–1900 ANOe , NODf 10 347/746 NO 5 KT Per UGZ 22.4–29.3 82–147 - NO 1, 12–13 HT Cas UGSUc 20.2–20.4 - 100 NO 8 YZ Cnc UGSU - - ∼90 SOg 8 VW Hyi UGSU 14.03-40 90 400–600 NO, SO 14, 10 WX Cet UGSU 17.4 - - SO 15, 3 OY Car UGSU 19.4, 28.0 - 338/297/281 SO 10 WX Hyi UGSU 19.4 - 1140/1560 NO 10 V436 Cen UGSU 19.5–20.1 - 475 SO 14, 10 a represents U Gem type dwarf nova. b represents Z Cam type dwarf nova. c represents SU UMa type dwarf nova. d means normal outburst. e means ascending branch of normal outburst. f means normal outburst decline state. g means super outburst. Reference: (1) Robinson et al.[13] ; (2) C´ordova et al.[38] ; (3) Warner[16] ; (4) Horne et al.[39] ; (5) Pretorius et al.[9] ; (6) Pretorius[40] ; (7) Warner et al.[41] ; (8) Patterson[14] ; (9) Nevo et al.[42] ; (10) Warner et al.[7] ; (11) Szkody[43] ; (12) Nevo et al.[44] ; (13) Robinson[45] ; (14) Warner et al.[6] ; (15) Sterken et al.[46] . 在类新星的光变曲线中DNO和QPO是比较显著的特性, 而且DNO是间歇性存在的. 在UX UMa、HL Aqr和V3885 Sgr中观测到的DNO的周期比较短[41, 48–49] , 在30 s的范 围内. Knigge等[50]认为振荡周期应该由动力学时标的吸积物理过程来定义, 因为热时标 35-8

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 和核时标都比典型的DNO周期(几十秒)长.在VYSl型类新星中很少观测到DNO.出现 千秒量级的QPO几乎都是 SW Sex型类新星,在其他类型的类新星中很少能看到.丁月 蓉等51利用谱分析的 CLEAN方法在目标源TTAr中发现了周期为1200s的QPO并给 出了可能的物理解释.文献[52]用间隙时间序列分析方法对V795Her进行了短周期的振 荡分析,发现频谱图中有2个明显的尖峰,信号周期分别为26591s和116.70s.对这2个尖 峰是否是真实的振荡信号还没有定论,但在该研究中没有探测到1160s和1310s的振 这可能是由于数据时长比较短,探测不到周期较长的QPO.表3列出部分类新星的周 振荡特性. 表3类新星的周期振荡特性列表 Table 3 The list of periodic oscillation characteristics in nova-like Type PINo/s QPo/s Reference UX UMa 28.5-30 650 HL Aqr 19.6 4 24.6-29.1 TT Ari UX/VYb 900-1600 7-8 MV Lyr V3885 Sgr RW Sex 620/ V1193 Ori 649-1720 LX Se RWZVY KR Aur RW/VY 400-900 V795 Her ~1160/1310.2 16-17 DW UMa SW 2375/2974 V442 Oph 1000 17 RXJ1643.7+3402 1000 17 represents UX UMa type nova-like represents RW Tri type nova-like. resents Sw Sex type nova Wiliam(1) warner et al. 41l;(2)Knigge et al. 150); (3)Nather et al. 1531; (4)Haefner et al. [4s),(5) et al. 54;(6)Warner et al. 163;(7Kraicheva et al. 56;( 8)Tremko et al. 57;(9)Kraicheva et al. Ss);(10) Borisov I69);(11) Hesser et al. 49:(12)Hesser et al. (60;(13) Pretorius et al. 91:(14) I;(16)Patterson et al. (G3];(17)Patterson et

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 和核时标都比典型的DNO周期(几十秒)长. 在VY Scl型类新星中很少观测到DNO. 出现 千秒量级的QPO几乎都是SW Sex型类新星, 在其他类型的类新星中很少能看到. 丁月 蓉等[51]利用谱分析的CLEAN方法在目标源TT Ari中发现了周期为1200 s的QPO并给 出了可能的物理解释. 文献[52]用间隙时间序列分析方法对V795 Her进行了短周期的振 荡分析, 发现频谱图中有2个明显的尖峰, 信号周期分别为265.91 s和116.70 s. 对这2个尖 峰是否是真实的振荡信号还没有定论, 但在该研究中没有探测到1160 s和1310 s的振荡, 这可能是由于数据时长比较短, 探测不到周期较长的QPO. 表3列出部分类新星的周期 振荡特性. 表 3 类新星的周期振荡特性列表 Table 3 The list of periodic oscillation characteristics in nova-like Star Type PDNO/s PQPO/s Reference UX UMa UXa 28.5–30 ∼650 1–3 HL Aqr UX 19.6 - 4 IX Vel UX 24.6–29.1 ∼500 5–6 TT Ari UX/VYb - 900–1600 7–8 MV Lyr UX/VY - ∼3000 9–10 V3885 Sgr UX 29–32 - 11 RW Sex UX - 620/1280 12 V1193 Ori UX - 649–1720 13 LX Ser RWc /VY ∼140 - 14 KR Aur RW/VY - 400-900 15 V795 Her SWd - ∼1160/1310.2 16–17 DW UMa SW - 2375/2974 17 V442 Oph SW - 1000 17 RX J1643.7+3402 SW - 1000 17 a represents UX UMa type nova-like. b represents VY Scl type nova-like. c represents RW Tri type nova-like. d represents SW Sex type nova-like. Reference: (1) Warner et al.[41] ; (2) Knigge et al.[50] ; (3) Nather et al.[53] ; (4) Haefner et al.[48] ; (5) Williams et al.[54] ; (6) Warner et al.[55] ; (7) Kraicheva et al.[56] ; (8) Tremko et al.[57] ; (9) Kraicheva et al.[58] ; (10) Borisov[59] ; (11) Hesser et al.[49] ; (12) Hesser et al.[60] ; (13) Pretorius et al.[9] ; (14) Eason et al.[61] ; (15) Kato et al.[62] ; (16) Patterson et al.[63] ; (17) Patterson et al.[19] . 35-9

60卷 天文学报 4期 3.4 Polar 以上4种类型的激变变星其白矮星的磁场强度都低于105Gs.而高偏振星磁场强度 很强,可达107Gs64,是由一个同步自旋的强磁白矮星组成的CV系统. AM Her是第1个 被发现的高偏振星,因此高偏振星也可称为 AM Her星.该类型星的特点是光谱有明显 的氦发射线,在光学波段表现出较高的偏振度. 在 AM Her星的光变曲线中经常可以看到周期振荡现象.这些振荡主要是QPO,除 常见的周期为10s到几分钟的QPO外,还包括只在强磁场的高偏振星中出现且时标很 短的QPO. Middleditch6把这种变化时标超短的光变类型叫做“ norsar”,时标范围在1 3s左右. nisar振荡信号周期比3种类型振荡中周期最短的DNO还短,这正是Pωlar振荡 特性的特殊之处.在目标源 AN UMa、 EF Eri、VPup和V834Cen中都发现了周期1 3s的QPo.目前,一个成熟的模型即驱动激波模型可以比较好地解释“ nisar”o 该模型认为光变调制是由非稳定的吸积流引起激波振荡的结果,理论计算表明,当吸 积率恒定时,白矮星不能维持激波振荡,非稳态的吸积流辐射激波可以产生时标很短 的QPO. AM Her型星除了超短时标的“ norsar”,在很多 Polar中也能观测到常见的QPO 如目标源 HP Lib在很多个晚上的光变曲线中都表现出了周期大约为300s的QPO8.在 目标源 CR Boo中探测到了所有类型的周期振荡,分别是20s的DNO、61.9s的 PiNO以 及300s的QPO.周期为176s的 lpDNO在V803Cen中观测到.高偏振星的QPO有以下 性质:(1)QPO与回旋辐射区域有明显的联系,而且QPO的振幅会随着辐射强度的变弱 而减小甚至消失.(2)最大功率处的QPO对应的频率与磁场强度呈现出线性关系,频率 随着磁场强度增强而增大;(3)对 Polar来说,从次星吸积过来的不均匀物质在白矮星表面 形成的吸积柱可以同时产生很多不同周期的振荡 3.5IP 中介偏振星的白矮星磁场强度介于高偏振星和非磁CV之间,是由一个非同步自旋 的磁白矮星和一个红矮星组成的双星系统.因此,在物质交流过程中,当物质流沿着磁力 线落到白矮星磁极上时,会产生类似灯塔的效应.在观测上表现为光学脉冲或者X射线 脉冲.目标源 DQ Her是第1个发现的IP,所以中介偏振星又叫 DQ Her型星 DQ Her型星的振荡特性以QPO类型振荡为主,还没有在该类型星中测到DNO信 号.目标源 DQ Her最显著的特征是光变曲线上出现了71s的振荡,m,而且其线偏振 和圆偏振存在周期为142s的调制, Zhang等四2认为这个71s的信号可能是白矮星自旋频 率的一次谐波.QPO的周期是变化的,以TTAn为例,在超过25yr的时间里,观测到千 秒量级的QPO的周期从27min持续下降到15min阿. Andronov等闻4在对这一亚型中的 个目标源 DO Dra进行研究时,发现了一种特殊的光变振荡类型,并将其称为暂态周期 性振荡( (transient periodic oscillation,TPO).这种振荡类型是在目标源处于中间态(介 于宁静态和爆发态之间)中观测到的,它与QPO存在明显的区别.暂态周期性振荡的 振幅是变化的,没有单调性,但是其相位相对QPO来说是基本不变或者说是变化很小 的.TPO被认为是距离为Rond=2.28RA,且围绕白矮星旋转的被高温白矮星照亮的 吸积物质( bright cloud)受到白矮星旋转磁层干扰而产生,其中Rod是吸积物质的位置, RA是阿尔文半径 35-10

60 卷 天 文 学 报 4 期 3.4 Polar 以上4种类型的激变变星其白矮星的磁场强度都低于105 Gs. 而高偏振星磁场强度 很强, 可达107 Gs[64] , 是由一个同步自旋的强磁白矮星组成的CV系统. AM Her是第1个 被发现的高偏振星, 因此高偏振星也可称为AM Her星. 该类型星的特点是光谱有明显 的氦发射线, 在光学波段表现出较高的偏振度. 在AM Her星的光变曲线中经常可以看到周期振荡现象. 这些振荡主要是QPO, 除 常见的周期为10 s到几分钟的QPO外, 还包括只在强磁场的高偏振星中出现且时标很 短的QPO. Middleditch[65]把这种变化时标超短的光变类型叫做“noisar”, 时标范围在1– 3 s左右. Noisar振荡信号周期比3种类型振荡中周期最短的DNO还短, 这正是Polar振荡 特性的特殊之处. 在目标源AN UMa、EF Eri、VV Pup和V834 Cen中都发现了周期1– 3 s的QPO[66–69] . 目前, 一个成熟的模型即驱动激波模型可以比较好地解释“noisar”[70] . 该模型认为光变调制是由非稳定的吸积流引起激波振荡的结果, 理论计算表明, 当吸 积率恒定时, 白矮星不能维持激波振荡, 非稳态的吸积流辐射激波可以产生时标很短 的QPO. AM Her型星除了超短时标的“noisar”, 在很多Polar中也能观测到常见的QPO. 如目标源HP Lib在很多个晚上的光变曲线中都表现出了周期大约为300 s的QPO[18] . 在 目标源CR Boo中探测到了所有类型的周期振荡, 分别是20 s的DNO、61.9 s的lpDNO以 及300 s的QPO[7] . 周期为176 s的lpDNO在V803 Cen中观测到. 高偏振星的QPO有以下 性质: (1) QPO与回旋辐射区域有明显的联系, 而且QPO的振幅会随着辐射强度的变弱 而减小甚至消失. (2)最大功率处的QPO对应的频率与磁场强度呈现出线性关系, 频率 随着磁场强度增强而增大; (3)对Polar来说, 从次星吸积过来的不均匀物质在白矮星表面 形成的吸积柱可以同时产生很多不同周期的振荡. 3.5 IP 中介偏振星的白矮星磁场强度介于高偏振星和非磁CV之间, 是由一个非同步自旋 的磁白矮星和一个红矮星组成的双星系统. 因此, 在物质交流过程中, 当物质流沿着磁力 线落到白矮星磁极上时, 会产生类似灯塔的效应. 在观测上表现为光学脉冲或者X射线 脉冲. 目标源DQ Her是第1个发现的IP, 所以中介偏振星又叫DQ Her型星. DQ Her型星的振荡特性以QPO类型振荡为主, 还没有在该类型星中测到DNO信 号. 目标源DQ Her最显著的特征是光变曲线上出现了71 s的振荡[34, 71] , 而且其线偏振 和圆偏振存在周期为142 s的调制, Zhang等[72]认为这个71 s的信号可能是白矮星自旋频 率的一次谐波. QPO的周期是变化的, 以TT Ari为例, 在超过25 yr的时间里, 观测到千 秒量级的QPO的周期从27 min持续下降到15 min[73]. Andronov等[74]在对这一亚型中的 一个目标源DO Dra进行研究时, 发现了一种特殊的光变振荡类型, 并将其称为暂态周期 性振荡(transient periodic oscillation, TPO). 这种振荡类型是在目标源处于中间态(介 于宁静态和爆发态之间)中观测到的, 它与QPO存在明显的区别. 暂态周期性振荡的 振幅是变化的, 没有单调性, 但是其相位相对QPO来说是基本不变或者说是变化很小 的. TPO被认为是距离为Rcloud = 2.28RA, 且围绕白矮星旋转的被高温白矮星照亮的 吸积物质(bright cloud)受到白矮星旋转磁层干扰而产生, 其中Rcloud是吸积物质的位置, RA是阿尔文半径. 35-10