巡天猎手-孙国佑

星明天文台成员,PSP公众超新星项目管理员,埃格•威尔逊奖获得者,C/2015 F5 斯万-星明彗星发现者,中国首颗银河系新星发现者

新星光谱分类(中文版)

 本文由赵经远翻译整理

英文原文:Classification of nova spectra

 

国际恒星光谱图书馆研讨会

ASI 会议系列,2012 年,第 6 卷,第 143-149 页

由 Prugniel 和 H.P.Singh 博士编辑

 

新星光谱分类

G.C.Anupama

电子邮件:gca@iiap.res.in

印度天体物理研究所,印度班加罗尔,560034 

摘要:描述了新星爆发期间的光谱演变。讨论了基于爆发期间光谱特征的新星分类方法及其演化过程。

关键词:恒星,新星,光谱,分类

1. 介绍

新星是由一颗白矮星主星和一颗处于主序星阶段的 K-M 型伴星组成的互扰双星系统产生的。其中的白矮星通常被认为是碳-氧(CO)白矮星或氧-氖(ONe)白矮星,主序星充满了它的洛希瓣。作为洛希瓣溢流质量传输的结果,白矮星从伴星中吸收富含氢的物质。吸积物形成了白矮星周围的吸积盘。随着越来越多的物质不断被吸积,白矮星表面的半简并特性导致吸积盘底部的压力和温度升高。在临界温度和临界压力下,氢开始燃烧,很快就会产生热核暴涨反应(TNR),释放出大量的能量(例如 Starrfield 等,2008)。释放的能量被传递给吸积盘,导致吸积盘膨胀并从系统抛射。因此发生新星爆炸,同时释放 10 的 38 次方~10 的 40 次方 erg 的能量,抛射物质的速度大于 500km/s。物质以光学厚星风(optically thick wind),离散壳层(discrete shells)或两者的组合形式抛射。新星爆炸在观测中表现为恒星突然增亮几个星等,然后变暗。新星爆发只会抛射吸积物,而不会破坏双星系统,从而吸积过程可以重新开始。因此,在双星系统中新星爆发可以反复发   生。仅记录了一次新星爆发的系统被称为经典新星,而记录了一次以上的新星爆发,并且再   发期从几年到几十年的系统被称为再发新星。根据从爆发时的最大亮度下降 2 等(t2)或者从最大亮度下降 3 等(t3)所用的时间,新星被分为不同的速度类型。各种速度类型是:甚快新星(t2<10 天);快新星(t2=11~25 天);中速新星(t2=26~80 天);慢新星(t2=81~150 天)和甚慢新星(t2=150~250 天)。

2. 爆发期间的光谱

新星系统爆发后的光谱显示出物质膨胀以及 TNR 反应的明显特征,光谱也受光球、星风和表面核反应演变的影响,这些都是有关联的(Williams 1992)。在初始阶段,当电离水平较低时,光谱以容许复合谱线为主。电离水平随着时间推移而增加,因为随着抛射物膨胀,更靠近电离源(中心白矮星)的壳层被显示出来。在此阶段可见禁线和高电离发射线。当接近新星爆发后的静止阶段时,电离水平再次降低。

2.1 爆发期间光谱演变

正如 McLaughlin(1960)首次详细描述的那样,爆发期间光谱演变大致与光变曲线演变一致。从最亮前一直到爆发后期的光谱演变如下所述。

极大前光谱:在最亮前阶段是光学厚的冷抛射物光谱,蓝移吸收线表示物体膨胀。

主光谱(Δm~0.6):接近目视最亮时的光谱称为主光谱。最亮时,光谱的特征是强吸收线,类似具有 CNO 增强谱线的 A-F 型超巨星。吸收线的速度大于最亮前阶段,并且与速度类型相关。在最亮时或最亮之后,主光谱中出现发射线成分。最强的谱线是 H,Ca Ⅱ,Na Ⅱ, Fe Ⅱ,N,He 和 O.

漫强谱(Δm~1.2):这是第三个吸收线系统,具有与主光谱系统相似类型的宽阔漫吸收线,但速度是主光谱系统的两倍。吸收线在Δm~2 处(此时谱线在主光谱基础上显示出有着宽阔漫强发射线的天鹅座 P 谱线轮廓)达到最大。在此阶段后期,谱线经常分裂成狭窄的组分。

猎户座系统(Δm~2.1):现在新星光谱由于另一种吸收线系统——由主光谱系统和漫强谱系统混合组成的猎户座系统的存在而进一步复杂化。此系统的吸收线是弥漫的,速度至少与   漫强谱系统相同。吸收线系统保持弥漫,它们直到Δm~3.2(此时新星进入过渡阶段)才消失。该系统的最大值出现在Δm~2.7。在整个猎户座系统中,激发和电离水平随时间增加,发射线组分随吸收线组分消失而增强。此系统谱线通常是结构化的。

星云和爆后新星阶段(Δm~4.4):星云阶段是新星爆发后进入爆后新星宁静态阶段前的最后一步。这一阶段的特点是存在高电离线,如极光谱线、星云禁线和高激发日冕线。在爆后新星阶段,高激发谱线逐渐消失,光谱由吸积盘主导。

3. 光谱分类

不同新星的光谱看起来十分不同。然而,Williams(1992)根据这个看似不同的体系中的共同特征对它们进行了分组。对新星的分类基于它们爆发期间的光学光谱。所有新星都以强烈的氢巴尔末谱线为主。因此,最好使用爆发后最初几天光谱中最强的非巴尔末谱线进行分类。   因为发现所有新星的光谱在早期都有 Fe Ⅱ或 He/N 谱线作为最强的非巴尔末谱线,所以新星可以分为两大类,“Fe  Ⅱ”型和“He/N”型(Williams 1992)。然而,正如我们接下来看到的,有一些新星在这两个类型之间,它们被称为“混合”型新星。

3.1 Fe Ⅱ型新星

此类型在早期阶段最强的非巴尔末谱线是 Fe Ⅱ谱线。早期光谱显示出明显的天鹅座 P 吸收线,速度<2500 km/s。在此阶段可以看到低电离跃迁。Fe Ⅱ型新星通常是中速新星和慢新星,其光谱演变的时间跨度为数周。星云阶段早期光谱以低电离极光谱线为主,同时一些Fe Ⅱ型新星形成强烈的[Ne Ⅲ]谱线。

 1.新星天鹅座 V2362 的光谱演变,“Fe  Ⅱ”型新星的一个例子。

这类新星的主要抛射机制似乎是星风抛射。图 1 展示了“Fe Ⅱ”型新星天鹅座 V2362 的光谱演变。

3.2 He/N 型新星

该类型最强的非巴尔末谱线是氦(He Ⅰ/He Ⅱ)或氮(N Ⅱ/N  Ⅲ)谱线。这类新星的激发能级高于“Fe Ⅱ”型,并且天鹅座 P 吸收线较弱甚至不存在。谱线通常较宽,说明有着较高的膨胀速度,在某些情况下速度高达 10000 km/s。谱线轮廓矮且宽阔、比较整齐,说明是壳层抛射。“He/N”型新星通常属于甚快新星和快新星,并且光谱演变更快。

 2.新星天鹅座 V2491 的光谱演变,“He/N”型新星的一个例子。注意与“Fe  Ⅱ”型相比,演变较快。

 

星云阶段光谱多种多样。一些新星形成高激发日冕谱线,而有些新星则在星云阶段没有出现   任何禁线。其他新星则表现出强烈的 Ne Ⅲ禁线。这些新星也被称为氖新星,并被认为拥有一个氧-氖白矮星。图 2 展示了 He/N 型新星天鹅座 V2491 的光谱演变。

3.3 混合型新星

混合新星是在容许谱线阶段早期,禁线出现之前,光谱类型从“Fe Ⅱ”型变为“He/N”型的系统。属于这一类的一些新星显示出两种成分同时发射的迹象。谱线宽度说明有着比“Fe Ⅱ”型新星更高的抛射速度。线条轮廓表示通过微弱星风及壳层抛射的方式释放物质。图 3 展示了混合型新星的一个例子。

 3.新星人马座 V5114 的光谱演变,“混合”型新星的例子。注意在早期阶段从“Fe  Ⅱ”型到“He/N”型的变化。

4. Tololo 分类法

Williams 等人(1991)发明了一种用于描述爆发期间光谱演变、通常被称为 Tololo 分类法的物理基本原则。这种分类法根据较强发射线的特征定义演变阶段。这些阶段与壳层通过电离辐射场的物理条件以及平均气体密度有关。因此,这种分类提供了了解新星抛射出的物质随时间演化的物理条件。此分类法的描述要点是(根据 Williams 等人):

  1. 光谱所处阶段被分类为 C、P、A或 N。
  2. C阶段(日冕):不考虑其他谱线强度,如果存在[Fe Ⅹ]6374 Å 线并且强于[Fe Ⅶ] 6087, 则认为光谱处于日冕阶段 C。
  3. P阶段(容许):如果光谱不在 C 阶段,那么如果最强的非巴尔末谱线是容许谱线,则可以将其分类为容许阶段 P。下标说明了容许谱线的种类。例如,“Fe  Ⅱ”型新星在该阶段用 Pfe 表示,而对于“He/N”型新星来说,该阶段用 Phe 或 PN 来表示。
  4. A阶段(极光):不考虑其他谱线强度,如果光谱不处于 C 阶段,只要任何极光禁线的流量高于最强的非巴尔末容许谱线,则认为它处于极光谱线阶段。
  5. N阶段(星云):如果光谱既不在 C 阶段也不在 A 阶段,而且最强的非巴尔末谱线是星云跃迁禁线(forbidden nebular transition),则认为光谱处于星云阶段 N。
  6. 如果OⅠ 8446 Å谱线存在且突起,则不考虑所处阶段,在上标标示“o”。

根据上述分类法标记了图 1、图 2、图 3 中爆发期间各个阶段的光谱演变。

5.总结

新星爆发期间的光谱分类法基于非巴尔末发射线。这种分类方法下的类型或阶段提供了各种物理参数的信息,如辐射场和平均气体密度,也提供了白矮星主星性质的线索。新星光谱还提供了关于抛射机制的线索,无论是星风还是壳层抛射。然而,新星爆发抛射机制的详尽知识相当复杂。虽然这里提到的分类方法已经存在了二十多年,但广泛的新星光谱数据库和自动光谱分类法仍然难以获得。建立新星光谱数据库及其分类极为重要。这个数据库和自动分类法在即将进行的大型光谱巡天中对新星的识别极为有用。

参考文献

1. McLaughlin D.B., 1960, in Greenstein J.L., ed., Stellar Atmospheres, (Chicago University
Press), p. 585
2. Starrfield S., Iliadis C., Hix W.R., 2008, in Bode M.F., Evans A., eds, Classical Novae, 2nd
Edition (Cambridge University Press), p. 77
3. Williams R.E., 1992, AJ, 104, 725
4. Williams R.E., Hamuy M., Phillips M.M., Heathcote S.R., Wells L., Navarrete M., 1991, ApJ, 376, 721