引用本文
王琦, 杨海峰, 蔡江辉. 密近双星候选体LAMOST J051402.68+172659.7光谱分析[J]. 光谱学与光谱分析, 2025,45(5): 1416-1421.
WANG Qi, YANG Hai-feng, CAI Jiang-hui. Spectroscopic Analysis of Compact Binary Candidate LAMOST J051402.68+172659.7[J]. Spectroscopy and Spectral Analysis, 2025,45(5): 1416-1421.
Doi:10.3964/j.issn.1000-0593(2025)05-1416-06  
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密近双星候选体LAMOST J051402.68+172659.7光谱分析
王琦1, 杨海峰2,*, 蔡江辉3,*
1.运城学院数学与信息技术学院, 山西 运城 044000
2.太原科技大学计算机科学与技术学院, 山西 太原 030024
3.中北大学计算机科学与技术学院, 山西 太原 030051
*通讯作者 e-mail: hfyang@tyust.edu.cn; jianghui@tyust.edu.cn

作者简介: 王 琦, 1978年生,运城学院数学与信息技术学院副教授 e-mail: wangqi_2048@outlook.com

收稿日期: 2024-07-20 修回日期: 2024-11-30
基金: 国家自然科学基金项目(12473105, 12473106),山西省区域合作专项(202204041101037, 202204041101033)资助
摘要

密近双星系统通常具有更快速的轨道运动和更频繁的光变效应, 以及伴星的快速演化, 这使得它们成为研究星际物理过程和恒星演化的重要天体。 测光图像和光变曲线是识别与证认双星的最常用手段, 而如果当前观测技术无法分辨双目标的亮度和位置差异时, 光谱型也是区分伴星成分的重要方法之一。 采用基于粗集与聚类投票机制的光谱双星分析方法, 对其离群目标LAMOST J051402.68+172659.7的光谱特征及其证认进行了深入分析。 首先, 针对LAMOST DR10发布的光谱双星(类别为DoubleStar), 对其多次聚类结果投票数最低的17个目标光谱, 进行了人眼筛查, 除了大部分光谱信噪比较低外, LAMOST J051402.68+172659.7的两次观测光谱呈现较大差异; 对于该目标的两次观测, 其光谱一次呈现F型, 一次呈现F+M型, 在排除邻近光纤污染和目标所处环境中其他目标污染后, 确定两次观测光谱上呈现的都是目标真实成分, 揭示了两种光谱成分来自两个恒星目标; 两次观测的视向速度相差约20.3 km·s-1, 观测时隔3 d, 说明其绕转周期小于6 d。 考虑到多个目标成分在同一条光谱上同时出现的条件极其严苛: 光谱型差异较大且亮度(流量)在同一尺度上, 对其光谱成分、 成像、 光变等内容进行了深入分析。 从ZTF测光的图像序列中, 可以检测到目标轮廓的尺寸呈现周期性变化, 而在ASAS-SN和ZTF光变曲线上, 并未发现明显的周期性变化规律; 同时, 由于两个天体距离极近或投影掩盖, 从SDSS、 2MASS测光图像上, 呈现出点源的特征(边界稍显不规则), 无法分辨双星目标, 因此该双星系统的两个恒星之间可能轨道较为紧密, 半径较小; 在其光谱上呈现Balmer弱发射线(Hα、 Hβ、 Hδ、 Hγ)和禁线([NII]λ6550、 [SII]λλ6718, 6733、 [OII]λ3728)且目标未在行星状星云或HII区域, 推测是由伴星相互作用产生的潮汐效应和物质交换, 从而对恒星表面和大气层带来冲击, 产生发射线。 此外, 该目标光谱还呈现疑似背景星系的极弱发射线成分, 从成像上无法分辨, 推测其为数据处理残余。

关键词: 光谱双星; 光变; 恒星活动; 郭守敬望远镜(LAMOST)
中图分类号:P14 文献标志码:A
Spectroscopic Analysis of Compact Binary Candidate LAMOST J051402.68+172659.7
WANG Qi1, YANG Hai-feng2,*, CAI Jiang-hui3,*
1. School of Mathematics and Information Technology, Yuncheng University, Yuncheng 044000, China
2. School of Computer Science and Technology, Taiyuan University of Science and Technology, Taiyuan 030024, China
3. School of Computer Science and Technology, North University of China, Taiyuan 030051, China
*Corresponding authors
Abstract

Compact binary systems usually have faster orbital motion, more frequent light variation effects, and the rapid evolution of companion stars, so they are important for studying interstellar physical processes and stellar evolution. Photometric images and light curves are the most common approaches to identifying binary stars. Suppose the current observation technology cannot distinguish binary objects' brightness and position difference. In that case, the spectral type is also one of the important methods used to distinguish the composition of the companion star. This paper uses the spectral binary star analysis method based on a rough set and cluster voting mechanism to analyze the spectral characteristics and identify the outlier LAMOST J051402.68+172659.7. First, for the spectral binary stars (DoubleStar) released by LAMOST DR10, human inspecting was conducted on the 17 target spectra with the lowest number of votes in its multiple clustering results. In addition to the low signal-to-noise ratio of most spectra, the two observed spectra of LAMOST J051402.68+172659.7 show great difference; For the two observations of the target, its spectrum once presents F-type and once presents F+M type. After excluding the pollution of neighboring optical fibers and other targets in the target's environment, it is determined that the real components of the target are displayed in the two observation spectra, indicating that the two spectral components come from two stellar targets. The radial velocity difference between the two observations is about 20.3 km·s-1, and the observation interval is 3 days, indicating that the rotation period is less than 6 days. Considering that the conditions for the simultaneous occurrence of multiple target components in the same spectrum are extremely strict, the spectral types are very different, and the luminance (flow) is on the same scale, the spectral components, imaging, and light variation are analyzed in depth in this paper. From the image sequence of ZTF photometry, it can be detected that the size of the target contour presents periodic changes. In contrast, no obvious periodic changes are found on the light curve of ASAS-SN and ZTF. At the same time, because the distance between the two celestial bodies is very close or the projection is covered, the characteristics of the point source (the boundary is slightly irregular) cannot be identified from the SDSS and 2MASS spectrophotometry images, so the orbit between the two stars of the binary star system may be relatively close and the radius is small. Balmer weak emission lines (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) and forbidden lines ([NII]λ6550, [SII]λλ6718, 6733, [OII]λ3728) are present in its spectrum, and the target is not in the planetary nebula or HII region, which is speculated to be the tidal effect and material exchange caused by the interaction of companion stars. This impacts the star's surface and atmosphere, creating emission lines. In addition, the target spectrum also shows extremely weak emission line components of suspected background galaxies, which cannot be distinguished from imaging and are presumed to be data processing remnants.

Keyword: Spectral binary; Light variation; Stellar activity; LAMOST
引言

LAMOST[1]是世界上光谱获取率最高的望远镜之一, 为发现和搜寻未知、 奇异的天体目标提供了重要的数据样本。 近些年针对高速星、 贫金属星、 丰度异常星[2, 3, 4]等稀有天体, 涌现出了一批高性能智能算法[5, 6], 为LAMOST构建了一批目前最大的光谱样本及星表, 为恒星结构及演化、 星系结构与演化等深入研究提供了珍贵的样本。 在其发布的光谱数据中, 有一类光谱双星“ DoubleStar” , 其光谱中呈现双主导成分特征, 目前主要是通过模板匹配的方法判断出其是否包含两个目标的光谱成分, 它们为双星的分析和恒星的演化提供数据样本。

密近双星指处在相对接近位置并且互相绕转的两颗恒星, 其距离接近以至于它们之间的重力会影响彼此, 使得它们绕着共同的质心转动, 并且可能进行质量的交换, 对于恒星的形成与演化、 恒星质量、 半径以及内部结构等研究具有重要的科学价值。 Li等[7]使用视向速度监测方法从LAMOST四个K2天区的时域数据中搜索了三个密近双星系统。 Yi等[8]基于LAMOST光谱分析一个M型恒星的径向速度和椭圆形变化, 推测其周围存在一颗质量相对较大的看不见的伴星, 利用其他高精度望远镜观测, 初步判断伴星为不在吸积和脉冲状态的中子星, 同时文献[9]使用LAMOST低分辨率恒星光谱并结合凌日系外行星勘测卫星的光度信息, 发现了35个具有K/M矮星伴星致密天体候选者。 Hassani等[10]发现由于暗物质粒子吸积到密近双星系统中, 估计的周期变化可能与这些系统的测量值一样大。 Yang等[11]发现毫秒脉冲星PSR J1953+1844(即M71E)是超致密X射线双星(UCXB)的后代, 揭示了UCXB中的NS何时以及如何变成射电脉冲星。 Wang等[12]估计了激光干涉仪空间天线(LISA)和激光干涉仪引力波天文台(LIGO)和室女座探测器的频带内这些致密物体的潜在引力波发射的可探测性。 发现在LISA的观测时间尺度上, 黑洞(BH)双星(BH-BH)和白矮星(WD)双星通过EKL辅助的合并通道提供了最突出的GW源。 本文基于LAMOST发布的双星光谱, 利用离群数据挖掘方法发现了密近双星候选体LAMOST J051402.68+172659.7, 利用其光谱上呈现的双成分、 弱发射线等离群特征, 结合时域成像观测、 光变曲线等数据, 深入分析了该目标的双星系统特征。

1 离群挖掘方法

LAMOST DR10发布的星表中包含6626条光谱双星, 是通过模板匹配呈现两种天体成分的光谱, 为研究双星的形成与演化提供了重要的样本。 本文针对该光谱样本, 去掉λ < 4 000 Å 、 λ > 8 650 Å 以及红蓝端拼接部分(5 700~5 900 Å )光谱, 并对每条光谱流量归一化后, 将其作为输入数据集; 利用基于划分的K-means、 基于模型的Gaussian mixture model(GMM)、 谱聚类(Spectral clustering)和层次聚类(Agglomerative clustering)四种聚类算法重构光谱数据集(如图1所示), 并利用基于粗集与投票机制的分析方法选择可靠性最低的光谱作为离群数据集[13]。 我们对该数据集中的17个目标进行了人眼检查, 除去质量比较低或流量缺省值占比较高的光谱外, 我们发现LAMOST J051402.68+172659.7呈现了较多奇异特征, 本文对其分别展开讨论。

图1 光谱数据集重构和投票机制的聚类分析方法[13]Fig.1 Cluster analysis for spectral data set reconstruction and voting mechanism

2 LAMOST J051402.68+172659.7特征
2.1 基本信息

J051402.68+172659.7目标位于银盘上(l, b): (185.755, -12.3160), LAMOST分别于2020年10月19日(阴历九月初三)和2020年10月22日(阴历九月初六)观测两次, 如图2所示, 第一次观测光谱呈现F型主导成分, 而第二次观测光谱则呈现F+M型成分。 表1列出了两次观测光谱的基本信息。

图2 LAMOST J051402.68+172659.7两次观测的光谱Fig.2 The two spectral observations of LAMOST J051402.68+172659.7

表1 LAMOST J051402.68+172659.7两次观测的基本信息 Table 1 The basic information of LAMOST J051402.68+172659.7 about the two observations
2.2 LAMOST J051402.68+172659.7稀有特征

从图2和表1中可以看出, 第二次观测光谱的蓝端信噪比较低, 通过特征线的匹配, 可以看出F型光谱特征, 除此之外, 两次观测的光谱整体质量是较高的, 观测时间都是暗月夜, 受月光干扰可以忽略。 因此, 这里针对两次观测的光谱差异特征展开探讨:

(1)两次观测呈现不同的光谱成分。 2020年10月19日观测呈现较高质量的F-Type成分; 而2020年10月22日则呈现F+M两种主导光谱成分, 且两次观测间隔3 d。

(2)两次观测的光谱拥有不同的视向速度。 两次观测的视向速度分别为(5.9± 7.9)和(26.2± 3.9) km· s-1, 其差异超出两次的测量误差, 因此, 两者相差~20 km· s-1。

(3)第二次观测光谱呈现微弱的Balmer发射线成分, 同时, 在红移0.158 86(λ 7607)处, 呈现疑似Hα 发射线成分, 可信度较低。

为进一步证认该目标, 借助相关观测和资料, 我们对以上特征逐一展开讨论。

3 光谱目标成分讨论
3.1 近邻光纤污染情况分析

我们检查了这两次观测时同一光谱仪的其他光谱, 分别有145条、 162条光谱。

对于20201019观测, 同一光谱仪获取有效光谱145条, 与目标距离最近的5个目标, 都在2角分以上, 且其光谱型分别为gM5、 G8、 G7、 F0、 F2; 距离最近的5根光纤号分别为97、 98、 99、 101、 103, 其观测的光谱型分别为F2、 K5、 G3、 F5、 F0。 可以看出该光谱受周围环境和近邻光纤污染情况较低。

对于20201022观测, 同一光谱仪获取有效光谱162条, 与目标距离最近的5个目标, 都在1.5角分以上, 且其光谱型分别为G3、 G7、 F0、 G5、 G5; 距离最近的5根光纤号分别为56、 58、 60、 62、 65, 其观测的光谱型分别为A5、 G5、 gM5、 G2、 G5, 重点检查了60号光纤观测的目标, 与本文目标距离接近2度, 且分子带的特征差异较大, 因此, 基本可以排除该目标红端呈现的晚型星特征是受其污染所致。 因此, 对于第二次观测呈现的两种成分是真实的, 其可能的情况是短周期互相绕转的双星。

3.2 Balmer发射线成因分析

对于20201022观测, 光谱除了F和M两种恒星主导成分外, 还呈现强度较弱的Balmer发射线(如图3所示), 同时还伴随有疑似禁线([NII]λ 6550、 [SII]λ λ 6718, 6733、 [OII]λ 3728)发射线, 通过与现有HII区、 行星状星云星表交叉, 该目标未出现在这些区域中。 同时, 我们从SDSS和LAMOST巡天光谱中检查了该目标1角分范围的观测, 未出现其他呈现发射线的光谱, 因此可以确认该发射线来自目标天体自身活动。 我们推测是由伴星相互作用产生的潮汐效应和物质交换, 从而对恒星表面和大气层带来冲击, 从而产生发射线。

图3 Balmer发射线局部放大图Fig.3 Partial magnification of Balmer emission lines

此外, 该目标光谱中, 在红移0.158 86处, 呈现疑似Hα 发射线和[OII]λ 3728成分, 而在线表其他位置未出现其他Balmer发射线, 由于λ 7607 Å 处于大气水线的位置, 因此, 基本可以确定该成分是由减天光的水线残余, 与Balmer 发射线无关。

4 测光图像分析

测光图像是认证双星系统重要的手段之一, 从光学(SDSS)和红外(2MASS)的伪彩图上可以看出, 该目标是点源且轮廓比较规整, 光学图像的边界光滑度不好, 但也无法确认是多星系统。 目标上方是来自星系(RA: 78.474801150, DEC: 17.453219866)观测余辉。 因此光谱上呈现的两种成分就只剩下一种可能, 即观测时伴星被完全遮挡。

图4 SDSS和2MASS测光图像Fig.4 Photometric images from SDSS and 2MASS

5 时域观测与光变分析

为进一步探索目标的时域观测和光变情况, 本文收集了ZTF和ASAS-SN的时域观测图像和光变数据。 图5所示为ZTF2018年的持续观测, 从图中可以看出, 目标轮廓呈现点源特征, 随观测时间的变化, 以周围环境中天体的尺寸作为参照, 目标的尺寸呈现周期性变化。 同时, 由于观测条件变化、 后期数据处理的影响, 图像深度和清晰度不同, 也可能影响图像中目标的真实尺寸。 图6为该目标ASAS-SN星等变化曲线, 图中未呈现短周期的变化规律。 综上所述, 从时域观测和光谱曲线上, 仍然无法充分证实目标是双星系统, 更深、 更远的观测将有助于更有效地认识目标。

图5 ZTF测光图像时间序列Fig.5 Photometric image time series from ZTF

图6 ASAS-SN光变曲线Fig.6 Light curve from ASAS-SN

6 结论

低分辨光谱巡天由于其数据量的优势, 成为发现和搜寻稀有天体的重要手段, 然而双星系统的成分在低分辨率光谱上呈现并可分辨是比较难的, 亮度可比和光谱型差异大必不可少, 因此成像和光变仍然是检测双星系统的有效手段。 而本文给出的密近双星候选体是通过光谱识别的, 在逐步分析并排除掉数据处理、 噪声、 邻近光纤等污染后, 在成像和光变上没有明显双星特征, 其真实的场景仍需要更高精度的观测。

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