國家天文台在高偏振星系統中發現小行星存在可能證據

畫家構思的 AR UMa
銀河系中數以億計的恆星中有一半是雙星,這些雙星有些會演化成密近雙星系統,即雙星在演化過程中會相互影響。如果這種雙星中的兩顆恆星都是小質量恆星且質量不同,那麼質量大的恆星會首先演化為白矮星。當另一顆恆星充滿洛希瓣時,物質會通過拉格朗日點流向白矮星,產生各種劇烈的天文現象,如新星、矮新星、激變變星等等。白矮星形成的時候,有時會裸露出強大的磁場。從伴星吸來的物質只能沿著磁力線撞擊到白矮星磁極附近,釋放大量的能量,這些能量以多種形式被我們探測到,這樣的天體稱為高偏振星,因為強磁場會作用於輻射出的光子,產生偏振現象。

AR UMa 是擁有最強磁場的高偏振星,磁場強度達到~240MG 。國家天文台白宇博士和其合作者斯蒂芬·側士尋(Stephen Justham)教授等,基於TAP 項目平台,利用帕洛馬天文台(Palomar Observatory)的五米口徑望遠鏡在一年中對AR UMa 進行了多次光譜觀測,探測到顯著變化的鋁吸收線。

一般認為,由於白矮星表面的強大引力加速度,所有的金屬物質都會沉入白矮星大氣底部,無法被探測到。白宇認為如果在白矮星光譜中出現金屬吸收線,那麼這些金屬物質主要有四種可能的起源。第一,視線方向前景星際介質產生的吸收線。由於AR UMa 光譜中的吸收線存在變化,該吸收線不太可能來源於前景星際介質。第二,金屬物質不斷持續的落入白矮星大氣,導致大氣上部充滿金屬物質。因為AR UMa 的磁場極強,在白矮星大氣的光譜中不會有任何的譜線特徵,所以探測到的鋁吸收線不可能產生於白矮星大氣。第三,金屬譜線來源於伴星。重新測量了AR UMa 系統的質量、溫度、週期及軌道等參數。通過細緻研究,發現該吸收線也不太可能來源於伴星,因為鋁吸收線的視向速度變化曲線與伴星的運動不一致。

剩下唯一可能的第四種來源是環繞白矮星的星周介質,鋁吸收線的出現和消失反映了星周介質的產生與消亡。然而,星周介質大多起源於圍繞白矮星公轉的固態行星,計算顯示在如此緻密的雙星系統中,行星無法長期穩定存在。為了解釋星周介質的起源,側士尋教授提出了新的設想:在AR UMa 雙星系統的外圍蓄積了大量的固態小行星,類似太陽系中的奧爾特雲或柯伊伯帶。雙星或者雙星外圍的大行星的引力擾動使一部分小行星的軌道變得不穩定,進而被白矮星捕獲,在接近白矮星的過程中被白矮星蒸發形成星周介質。這些星周介質距離白矮星足夠近,能不被其伴星在第一時間破壞掉;而且距離白矮星又足夠遠,白矮星的磁場弱到無法產生可觀測的塞曼分裂現象。由於雙星的快速繞轉,星周介質無法長時標存在,最終導致了鋁吸收線的變化。如果該系統中蓄積了大量的小行星,那麼它們是如何隨著雙星系統的演化而變化、遷移,進而影響雙星的演化,仍是有待回答的問題。

這是國際上首次在高偏振星系統中探測到金屬吸收線,也是首次在該類系統中探測到變化的金屬吸收線。這一發現為太陽系外潛在的小行星蓄積結構提供了可能的證據,對AR UMa 的演化理論給出限制,同時對我們重新理解高偏振星的形成和演化有重要意義。

【圖、文:節錄自中國科學院國家天文台網頁;新聞訊息由林景明提供】研究全文刊登在已經出版的《天體物理學報》

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