【译】给全球观测者的再发新星科学任务

作者|Bradley Schaefer

译者|赵经远

编辑|杜飞

本文原载于https://www.aavso.org/recurrent-nova-science-tasks-observers-worldwide，作者为路易斯安那州立大学物理与天文学系荣休教授Bradley Schaefer，经其许可翻译为中文，以飨各位观测者，在此感谢。

译注：关于北冕座T爆发时间的信息，根据参考文献1进行了更新。同时，为了便于理解，搭配了几张图。

　　再发新星（Recurrent Novae，RNe）是指重复爆发的时间尺度短于一个世纪的新星（这是一个随意、传统且有用的分界线）。在银河系中，已知的再发新星仅有 10 颗，然而在银河系内已知的数百颗经典新星中，许多新星重复爆发的时间尺度确实可能短于1个世纪，但这些新星在上个世纪发生的2～10次爆发中，我们只发现了其中1次。再发新星是最重要的变星类型之一，它们远不止是一种很酷且有趣的系统类型。再发新星是激变变星（Cataclysmic Variables，CVs）一生中的关键阶段，它们可能是Ia型超新星的前身星，过去40年里，这一理论在数百名研究人员中引起了广泛讨论。

再发新星系统艺术图。图像来源：NASA

　　自19世纪60年代以来，拥有“小型”私人望远镜的独立观测者提供了有关新星和再发新星的大部分知识（如今，光谱学也讲述了关于激变变星的精彩故事，但几乎所有情况都需要使用非常大的望远镜。不过也有例外，请参阅下面即将到来的北冕座T爆发）。在过去一个世纪里，美国变星观测者协会（AAVSO）及类似组织汇总的观测数据，构成了大多数新星和再发新星的知识基础。随着大约20年前 CCD 逐渐普及，独立观测者可以进行非常深入的研究，使得高精度观测和密集观测成为可能，从而产出新的科学回报。在过去二十年里，独立观测者始终在创造着伟大的科学成果，这些成果一直在定义着再发新星研究领域。

　　下面是我们银河系中已知的10个再发新星及其相关性质的列表[译注：为了方便各位观测者，这里依据Gaia DR3增加了赤道坐标]：

　　在这篇文章中，我将指出任何拥有CCD和望远镜（10英寸或更大）的个人，都可以轻松完成的、对科学回报最重要的任务。事实上，通过全年循环默认观测计划，以获得一系列目标的单一亮度，也可以得到很好的科学结果。但对于再发新星来说，许多细节问题只能通过更有针对性的观测计划才能得到解答。让我来分享一些对再发新星进行深入科学研究的项目概要：

　　简单地说，在掩食期间对再发新星进行时序观测，从中可以得到精确的极小时刻。极小时刻可以放在观测-计算图（O-C diagram）上，以惊人的高精度测量轨道周期。系统的神秘演变是激变变星天文学最大的课题，而周期变化则是演变的驱动力，并占据主导地位。这些掩食数据只有在很长的时间尺度上才有意义，这意味着需要十年左右的时间，才能在足够长的时间跨度内，收集到足够多的掩食数据，以用来测量百万分之一的变化（早在1989年，我已经开始进行这个项目，这一想法由Joe Patterson提出。直到几年前，我才积累了足够多的掩食数据，并有信心得出对理论家来说惊天动地的结论。所以我把这个项目放在第一位，它是我的最爱）。如今，跟踪观测的数据已经到手，所以我们只是在等待即将到来的掩食。这些掩食可以提供两种独特的测量方法；首先，在两次爆发之间，再发新星处于静止状态时，从均匀分布的掩食中，可能会发现周期的稳定变化（Pdot），这可以用来测量轨道的实际演变。其次，在新星爆发时，周期可能会发生急剧变化（Delta P），只有结合大量爆发前后的掩食数据，才能看出这种变化。为了达到这两种目的，每年都需要至少观测约6次掩食，嗯，每年。

　　那么细节是什么？对于掩食来说，波段不重要，所以不需要使用滤镜，这样可以获得更好的信噪比。累积曝光时间必须优于5分钟左右。你需要一个足够大的望远镜，才能在掩食期间获得约0.10星等的误差条。你的主要目标，即那些可能有很大科学回报的目标，是天蝎座U、罗盘座T、矩尺座IM和天鹰座CI（南冕座V394的观测数据很少，因为它的观测难度很大，而且其掩食深度会发生变化）。确保每张CCD图像的时间准确无误，并以儒略日（JD）作为曝光的中间时刻。你的时序观测至少需要持续2～4小时，并以掩食为中心 [如果只拍摄极小与食终（或食始），那么并不能得到足够精确的极小时刻，所以你的观测也就没有任何意义了]。对于罗盘座T和矩尺座IM，你的时序观测会覆盖整个轨道周期，所以可以随时开始观测。对于天蝎座U和天鹰座CI，掩食中间时刻的近似星历是：

天蝎座U：HJDmin=2451234.55+1.23054695N

天鹰座CI：HJDmin=2451669.04+0.61836051N

　　这些星历适用于 2022 年（以及未来十年），误差大约20 分钟左右，而星历的变化正是这项科学任务的重点。你只需要获得光变曲线就足够了，分析者将对接近最小亮度的数据进行卡方拟合，测量极小时刻，并进行日心改正。

　　再发新星爆发的速度很快，这意味着人们可能会在它们达到峰值亮度之后很久才发现爆发，或者完全错过爆发。快速再发新星事件的发现率低得可怕，我们无法发现在“太阳间隙” （译注：一年中太阳与目标天体几乎同升同落的时段）内发生的爆发（比如错过了2016年10月12日±37天的天蝎座U爆发）。发现爆发的唯一方法，就是用小型望远镜频繁检查。再发新星的快速增亮总是发生在一天内，而大多数再发新星会在一周内从峰值变暗3星等。因此，这项科学任务需要有人进行日常检查。虽然这项任务看似无休无止、毫无结果，但其重要性不言而喻。

　　需要优先检查的目标是天鹰座CI、蛇夫座V2487、矩尺座IM和南冕座V394。这些目标应该在每晚都进行检查，因为它们随时可能爆发。许多人已经意识到，爆发前平台期意味着北冕座T很快就会爆发（预计将发生在2024年2月5日～9月12日），而且每晚都有数十名观测者检查它，所以最好把时间用在其他目标上。天蝎座U、蛇夫座RS、天蝎座V745和人马座V3890已在前几年爆发过，至少在2027年之前，不需要检查它们的爆发。我们有充分理由相信，罗盘座T在我们的有生之年不会再次爆发（译注：依据参考文献2，罗盘座T至少在未来30年内不会爆发），所以不需要花费时间监测它。

　　此外，有几个经典新星为我们提供了难得的机会，我认为这些新星其实是爆发重现时间很短的再发新星，它们随时可能爆发（我已经计算并编制了一份新星列表，这些新星拥有大质量白矮星和非常高的吸积率，也就是必须具有快速爆发率的新星）。这些新星是：

1、人马座V4643[译注：2001年爆发，光变范围：7.7～16.6 V，赤道坐标（J2000.0）17 54 40.42 -26 14 15.5]

2、天蝎座V1534[译注：2014年爆发，光变范围：10.1 CR～17.1: R，赤道坐标（J2000.0）17 15 46.88 -31 28 30.3]

3、天蝎座V1187[译注：2004年爆发，光变范围：9.7～18.8 V，赤道坐标（J2000.0）17 29 18.83 -31 46 01.5]

4、人马座V5589[译注：2012年爆发，光变范围：8.8 V～18.2 G，赤道坐标（J2000.0）17 45 28.03 -23 05 22.8]

5、天鹅座V2275[译注：2001年爆发，光变范围：6.7～18.4 V，赤道坐标（J2000.0）21 03 01.96 +48 45 53.1]

　　发现新星具有很高的声望，而发现再发新星系统则更令人敬仰，而且还具有独特的科学价值。

　　检查是否发现了新的爆发，是目视观测者也可以完成的一项任务。对于捕捉接近峰值亮度的再发新星来说，目视观测者和CCD观测者一样出色。而且通过目视观测，你可以立即知道答案，无需等待处理。

　　用 CCD发现新的爆发非常简单。只需用任何滤镜（或无滤镜）拍摄一张图像，然后立即将其与证认图（如AAVSO VSP plotter，https://app.aavso.org/vsp/）进行比较。如果你看到目标天体明显亮于静止状态，就应当立即向世界宣布这一事件[随着《国际天文学联合会通告》（IAUC）不再发布，目前还不清楚如何才能最好地做到这一点。仅仅向AAVSO数据库提交一个亮度测量可能并不会引起关注。除非你已独立确认这一事件的真实性，否则ATel可能也不合适。也许你可以联系所在国家的变星组织（译注：欢迎联系XOSS星明天文台巡天群任意一位管理员，我们可以帮忙验证疑似再发新星爆发的真实性并向国际通报，QQ群号：73444198）]。一个容易陷入的误区是把附近无关的恒星错误识别成再发新星的对应天体。另一个误区是把一些普通或罕见的亮度波动误认为新星爆发（用你的设备对再发新星进行跟踪观测，将会有助于解决这些问题。或者，你也可以等待一个小时，以确定再发新星是否明显变亮）。

　　实际上，如果你的 CCD 图像记录下了静止状态下的再发新星，那么你的数据对另一项科学任务也是有用的，那就是测定静止状态下的亮度变化。为了对这项任务有用，你的图像和比较星必须采用某种标准测光系统，最好是V星等。

　　在目标没有爆发时偶尔测量亮度，这是激变变星观测者的默认任务。这项任务很普遍，不需要太多专业知识，但仍然可以从中获得很好的科学成果。

　　在几分钟到几十年的时间尺度上，激变变星与再发新星的光变幅度可达2星等。造成这些大幅度光变的原因有很多，包括吸积盘中无处不在的闪变、再发新星系统的掩食、椭球面变化、热白矮星对伴星的辐射，以及令人费解的吸积率长期变化。从中可以得出很好的天体物理学结论。我最喜欢的是关于再发新星的一个特殊现象。对于给定的再发新星来说，重复爆发的时间间隔（DeltaT）与吸积率（Mdot）成反比，而DeltaT与Mdot的乘积对于每个再发新星来说都是常数。也就是说，如果吸积率增加一倍，那么白矮星吸积到爆发所需质量的时间就会减半。吸积率是决定再发新星亮度的主要因素（4个轨道周期较长的再发新星除外），所以在静止状态下测量B或V星等，就可以得到系统中吸积率的相对数值。白矮星吸积的总质量是自上次爆发以来累积的质量，当这个质量达到引起爆发的阈值时，就会发生新的爆发。对于再发新星来说，我们可以通过观测之前的爆发间隔来校准Mdot。然后，我们就可以预测未来的爆发时间。为此，我们需要在很长的时间里获得B或V星等的完整数据。

　　这正是你可以参与的项目。只需每月（可能需要持续数年）对再发新星进行一次成像观测，得出B或V等，并将测得的数值提交给某个数据库。使用AAVSO VSP（https://app.aavso.org/vsp/）生成的证认图识别目标天体，并使用 AAVSO 比较星等。请务必使用B或V滤镜，因为只有使用这些滤镜才能方便地与多年来的数据相互比较。重要的是，你需要对比较星使用AAVSO星等（或APASS星等），以避免系统颜色改正（sytematic color corrections）。

　　对于这项再发新星科学任务，需要优先观测的目标是天蝎座U和罗盘座T。对于天蝎座U来说，科学目的是了解下一次爆发。对于罗盘座T，我们需要关注它在约1860年爆发后，随着吸积率减弱而出现的长期变暗现象。观测北冕座T的静止状态对于科学研究有很大帮助，有助于了解奇怪而神秘的爆发前平台期、预测即将到来的爆发日期，以及从椭球面变化测量其轨道周期，但幸运的是，有许多优秀的观测者每夜都会观测它。我不会推荐天鹰座CI、南冕座V394、矩尺座IM或蛇夫座V2487作为这项任务的目标，因为我个人在它们处于静止状态时收集了大量数据[加上后院天体物理中心（CBA）的数据]，并没有揭示任何有趣的科学现象。我也不会推荐蛇夫座RS、天蝎座V745或人马座V3890作为这项任务的目标，因为我个人收集了大量数据（加上AAVSO的数据），它们只表现出总是处于变化中的混乱“脉动”，我认为不可能从这些数据中得出任何天体物理结论。

　　上述科学任务都是针对静止状态下的再发新星。但再发新星是由爆发定义的，而小型望远镜的测光定义了科学研究。因此，一旦听说再发新星发生了新的爆发，请放下一切，开始在某个标准波段（最好是 V 波段）进行时序观测。如果条件允许，可以用两到三个标准滤镜（请勿使用无滤镜或非标准滤镜）进行时序观测，并交替使用不同的滤镜。时序观测越久越好，最好从目标天体升起时开始、落下时结束，或者从黄昏一直观测到黎明。使用类似5分钟累积曝光时间的方法，并使用AAVSO比较星（等同于APASS比较星）及其给定的星等来校准你的数据。持续观测，直到新星回落到静止状态。

2010年天蝎座U爆发的光变曲线。图像来源：路易斯安那州立大学物理与天文学系

　　这项任务关键的科学回报是确定新星的光变曲线。包括获得峰值亮度时的颜色（比如B-V），以便计算消光E（B-V）；还包括获取光变曲线的整体形状，例如用于检验再发新星爆发之间的差异。但对于时序观测来说，最重要的科学回报可能是识别新的特殊事件。也就是说，很少有新星在爆发期间获得良好的时序测光数据并被仔细研究，只有2颗再发新星做到了这一点，所以还有一些未知现象有待探索。最有力的例证来自2010年天蝎座U爆发。在此之前，没有任何新星拥有长期时序测光数据。2010年天蝎座U爆发，全世界天文爱好者联合起来，对持续60天的爆发（从峰值亮度到静止状态）进行了密切监测。平均140秒观测一次，总共60天！哇，这是人们首次为新星获得此类数据所作的巨大努力。这次努力发现了两种意想不到的新现象。第一种是持续数小时，变幅为半等的耀亮，仅发生在相变期间（即变暗速度由快转慢时）。第二种现象是奇怪的“掩食”，只出现在爆发末期最后几周。这两种新发现的现象仍然非常神秘，理论家正在想办法解释它们。当然，要理解这两种新现象，我们还需要更多例子。首次对新星进行时序测光就发现了两种全新的现象，这有力表明还有其他新现象等待我们发现。

　　令人惊讶的是，蛇夫座V2487大约每天都会发生一次超级耀亮（幅度高达1.1星等，通常持续1个小时）。这是如何产生的呢？开普勒卫星在K2任务期间，对蛇夫座V2487进行了67天的连续测光，从而作出了这一发现。天哪，大约每天都会发生一次巨大的超级耀亮，爆发的能量高达10^38尔格。

蛇夫座V2487的超级耀亮。图像来源：arXiv:2201.04080

　　我认为有充分的证据表明，这些超级耀亮是由连接亚巨星伴星和吸积盘的磁力线引起的，当磁力线发生磁重连时，就会产生超级耀亮。但这一现象的细节对理论家来说仍是一个可怕的难题（有关详细信息，请参阅Schaefer et al. 2022, MNRAS, 512, 1924或https://arxiv.org/abs/2201.04080）。解决这个难题的第一步，需要对耀亮及其变化进行良好的统计数据研究。为此，需要使用中等大小的望远镜（比如大于16～20英寸），对蛇夫座V2487进行长时间时序测光。任何地面望远镜的测光结果都无法与K2光变曲线媲美。但是观测者的长期数据可以告诉我们耀亮的频率如何变化，并寻找其中的相关性（比如耀亮及其频率如何随静止亮度发生变化）。你也许还能通过测光得到确切的轨道周期。这将是一项长期且艰巨的科学任务。

左：北冕座T爆发前；右：北冕座T爆发后（模拟图）。图像来源：astronomy.com

参考文献

1、Announcing T CrB pre-eruption dip，AAVSO，https://www.aavso.org/news/t-crb-pre-eruption-dip

2、Alert Notice 815: T Pyx monitoring requested for upcoming HST observations，AAVSO，https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-815

3、[AAVSO20230909]再发新星北冕座T即将爆发，Bilibili，https://www.bilibili.com/video/BV1w14y1r7GC/

4、Jeremy Shears，Get set for the next eruption of the recurrent nova T Coronae Borealis! ，British Astronomical Association， https://britastro.org/section_news_item/get-set-for-the-next-eruption-of-the-recurrent-nova-t-coronae-borealis