文|史说百家

编辑|史说百家

越来越多的证据表明，许多Be星是双星系统的一部分。由于B型主星是非常快的旋转体，它们的谱线可能会被星周物质扭曲，所以不容易直接从谱线测量它们的径向速度。

已经表明，一些Be双星表现出由双峰H组成的峰值强度变化与轨道周期相位锁定的线。我们在12颗Be星的光谱中寻找这种变化，包括几颗已知和可疑的双星。

结果包括确认轨道周期在双子星座，摩羯座，龙骨星座，60天鹅座和V2119天鹅座，它在o Puppis中的提炼，以及在oAquarii，BKCamelopardalis和10仙后座中的二元性暗示。

H的监测线条轮廓变化在过去的10年里，小犬星座进一步支持了早些时候在一组较小的数据中发现的182.5天周期的存在。类似的，但仍然是初步的时期(179.6天)在H线条轮廓变化珀尔塞。

那么这个三重系统中内部是否有双星的一部分？可以用来搜索Be星的双行星吗？

具有发射线光谱的热恒星是在150多年前由视觉光谱学发现的。其中一个仙后座是由塞基描述的，在其光谱中显示“白线”。

到19世纪末，人们发现了将近36颗其他明亮的星星同时显示出亮线和暗线，当光谱分类被引入时，Merrill等人提出了一个单独的Be星类别，并公布了一个90颗热发射线星的列表，其中包括几颗O型星和B型超巨星。

几年后，斯特鲁维提出了一个不稳定的单星模型，来解释这些天体光谱中的发射线现象。而解释这些恒星快速旋转的需要导致了一种假设，即Be星可能是双星系统，在成分之间进行质量转移。

这个想法直到20世纪末才流行起来，因为很少有Be星被证实是双星。而Jaschek和Egret 把1149颗亮度超过13等视星等的恒星放在一起，归类为BeGies ，列出了11颗已确认轨道周期的Be双星和13颗候选双星。

哈曼奇整理了一个近160颗双星的列表，其中28颗是单行光谱Be双星(有两个未确认的情况)。

麦克斯温和吉斯研究了48个疏散星团中的Be星，并得出结论：75%的Be星可能通过双星转移获得了快速自转，而其余的则是天生的快速自转星。

米罗什尼琴科收集了340颗最亮的Be星的信息，结果表明，那些亮度高于4等视星等的恒星中有50%是经过验证的双星，而双星比例朝着较暗的恒星逐渐降低，这表明选择效应在起作用。

后面的研究还表明，具有强发射谱线的Be星很可能是双星，因为理论上预测的单一B型星的星风强度不足，以提供足够的星周物质来产生这样的发射谱线光谱。与此同时，发射谱线较弱的Be星可能仍然是单颗的。

最近，Klement等人研究了57颗Be星的圆盘发射波长范围的光谱能量分布，发现26个天体的射电流量水平降低。可能是由于二级成分对星周盘的外部进行了截断，并提出大多数Be星是通过质量转移旋转起来的。

回应新出现的证据，即一定比例的Be星可能已自旋的质量转移，王等人研究了IUE太空望远镜拍摄的紫外光谱，以寻找热的亚矮星成分。

他们发现了十几个新的候选双星，并在其中八个中探测到了径向速度(RV)的变化，但他们得出的结论是，热成分大多太暗，无法通过过量的紫外线进行探测。

Be星通常呈现双峰发射谱线轮廓，形成于B型星周围的环绕星周气体盘中。当接近极点(单峰)或者盘材料的密度分布被显著扰乱(三峰甚至四峰)时，观察到不同种类的线轮廓。

相对于局部连续谱测量的蓝移(“紫色”)与红移(“红色”)峰值强度比通常表示为“V/R”，并且它通常是可变的，V/R的变化可以用Be星盘中的结构来解释。

几颗双星Be已经表现出与轨道周期同步的V/R变化，这可以用共面系统中恒星成分之间的潮汐相互作用来解释。

非共面系统表现出磁盘进动和翘曲，由于大多数be双星似乎是共面系统，寻找规则的V/R变化可以被认为是一种双星探测方法，因为快速旋转的Be星显示出宽而浅的光球线，这些光球线也可能受到圆盘发射的污染，从而使吸收线的探测和RVs的测量变得困难。

我们的观测项目包括40多颗亮度介于∼2.9和8.0 mag，侧重于各种特征的长期监测，如发射线出现/消失、V/R变化和吸收线位置变化。

它涵盖了已知的和可疑的二进制文件，以及那些目前只有一个状态的文件。我们的一个特定目标是验证以前发表的关于二进制性的结果，并通过使用基于大量同质数据的不同光谱二进制诊断来提高我们对它们的认识。

因为地球谱线污染了H附近的光谱区我们试图将它们从光谱中去除，以提高V/R测量的质量。TCO和KO光谱分辨率的大地线光谱的模板是使用以下观测值生成的通过减去光球线轮廓，在一系列天顶角和各种湿度水平下拍摄的Oph。

内插一组具有不同谱线强度的最终的大地光谱以拟合H之外的那些光谱，然后，物体的光谱被最适合的大地模板分割，该模板负责处理位于线轮廓内的大地线。

这一程序对于在湿度最高的夏季拍摄的光谱最为重要。TCO和KO观测不是在80%或更高的湿度水平下进行的。我们发现我们的光谱中只有一小部分(5%)明显地受到了地谱线的影响。

我们测量了H我们所有对象的轮廓，除了o Pup，H使用了配置文件。将光谱归一化到局部连续谱，并在不减去单位的情况下以连续谱的单位测量峰强度(参见的右图图1)。

图一

在4370和4600之间的区域中的吸收线组被用于交叉相关，以在所有物体的光谱中搜索Be星的RV变化，但是结果证明只对那些具有最强和最窄线的物体有意义。

H的等效宽度和平分线RVs在一些情况下测量了线以补充分析，例如o Aqr，其长期变化没有在任何以前的出版物中进行总结。

天龙星(BS4787)是最北明亮的Be星之一，Juza等人认为它是二进制的，他使用了近一个世纪以来拍摄的照片和早期CCD光谱，确定轨道周期为61.555±0.003天，RV振幅为6-7千米秒。

萨阿德等人使用具有光谱分辨能力的同一组CCD数据稀有= 10000-20000，拍摄于1994-2003年，确认了轨道周期，并发现H线条轮廓(参见图3)显示了随轨道周期的锁相变化。

Klement等人利用更新和更高的分辨率导出相同的轨道周期(稀有= 10000-65000)光谱，但没有研究V/R变化。在所有这些研究中，各个谱线的RVs用于确定轨道周期。

图3。H的例子线条轮廓Dra处于高发射阶段(黑线)和接近无盘阶段(红线)。

图4。 左侧面板:Top—总体拥有成本范围Dra是100多个单独光谱的平均值，连续光谱中的典型信噪比为200–300。

我们在2021年至2022年的总拥有成本下获取了系统的46个光谱，并测量了H线条轮廓，其示例显示在的左上面板中图5。

这些测量结果与来自BeSS数据(1997年至2021年间拍摄的42个光谱)的测量结果相吻合。数据显示随着时间的推移，V/R值呈微弱的线性下降趋势(见图5)。

从整个数据集合中移除趋势，计算其傅立叶功率谱。后者在63.18天的时间段显示出最强的峰值(参见图5)，去趋势的V/R测量值用正弦函数拟合。

图5。 左侧面板:顶部—H的示例V/R比大于1(黑线)小于1(红线)的V2119 Cyg的谱线轮廓。

摩羯座(BS 8260)是一颗明亮的贝星(=4.5mag)，其常规RV变化在H，我们在2017年至2022年间进行的观察揭示了4375–4550区域内RVs的规律性变化，通过交叉相关和H线峰值强度。

H的例子的简介瓶盖显示在的左侧面板中图6。

图6。 左侧面板:H的示例线条轮廓V/R比大于1(黑线)小于1(红线)的Cap。

此外，我们测量了四条巴尔末谱线的吸收线芯的RVs，H，H，和H，所有这些线显示非常相似的RV变化，周期为128.98天。

我们使用H线RV数据导出轨道要素，数据点分散在HRV相位曲线比互相关曲线上的小。这种差异可能是由于与用于互相关的较弱和较宽的线相比，较窄的巴尔末线芯的测量更精确。

我们两个解的轨道周期都在3以内彼此的不确定性，H解决方案来自非常接近我们的H解决方案。因此，我们确认了先前公布的轨道周期，并在中显示了我们的结果表4而在图7。

图7。 左侧面板:顶部—光谱中4375–4550区域吸收线的日心RV变化Cap折叠，轨道周期为129.98天。

图18。H之间的关系具有锁相V/R变化的Be双星和候选星的谱线轮廓V/R振幅和轨道周期。

我们的结果之一是在此处研究的所有系统中观察到的严格同相的RV和V/R变化，这两个参数的测量值都可用。RV和V/R之间的关系意味着Be成分和星周盘材料的相反运动，其空间分布是双峰谱线轮廓中发射峰强度的原因。

这种现象可以用密度增强来解释，密度增强与双星的第二部分同步移动。特别是，这种解释是针对中的锁相V/R变化给出的Zharikov等人的Aqr，根据H时间序列的多普勒断层扫描结果简介。

虽然右心室和心室/心室相位曲线Aqr没有一起分析，很明显它们的关系遵循相同的一般模式。这里我们注意到Panoglou等人提出的双星系统中锁相V/R变化的模型，预测每个轨道周期有两个V/R最大值，这在我们的样本中没有确认的双星中观察到。

另一方面，我们对Be星的研究结果表明，尽管密度增强存在于盘中，但该星仍然是单颗的，在Be星的光谱中，V/R比的规则变化没有被探测到，而线状RVs的规则变化没有被探测到。

下面，我们将讨论根据我们的数据得出的宝石系统。我们的结果清楚地表明，这个系统的Be成分属于内双星，因为它在RVs和H的V/R峰强度比中表现出严格的周期性变化侧写。

从我们的数据得出的轨道周期实际上与，相同的轨道周期也出现在H发射峰值，但是当与它一起折叠时，图更嘈杂。然而，该参数通常也与RV和V/R同相，这表明线形成盘区域周围有一定的密度分布。

我们对12颗Be星双峰Balmer发射谱线轮廓的V/R变化的研究表明，这是一种探测双星的好方法。

从我们的样本中确认了所有以前已知的这类物体中存在与轨道周期，锁相的V/R变化(Dra和第一次发现如此明确的变化，Gem60Cyg和o Pup改进了我们先前的结果，因为它们存在于CMi，并怀疑他们在BK凸轮，Per、o Aqr和10 Cas。

V/R方法的唯一失败是EW Lac，在傅立叶光谱中没有发现主峰。

我们的结果使具有锁相V/R变化的已知Be双星的数量增加了一倍，并表明这一现象可以在具有中等强度和相对稳定的发射线光谱的其他类似系统的光谱中观察到。

从V/R数据中去除时间趋势导致更容易检测周期分量，后者可以在傅立叶光谱中表现为轨道周期，宝石和Dra，或者如果锁相变化被其他可变性来源污染，则用作其良好的近似。

我们发现，在所有被证实的具有周期性RV和锁相V/R变化的双星中，两个参数同相变化，这意味着导致V/R变化的密度扰动/增强与次级分量同步移动。

双峰Balmer线剖面中的V/R测量可能有助于揭示更多仍然难以捉摸的双星系统，甚至通过确定变化幅度来预测轨道周期的长度。

一个重要的新结果是检测锁相V/R变化在这个三重系统中，内双星的轨道周期为53.78天。这将需要重新考虑以前提出的系统结构，这意味着Be星是该系统在近20年的长周期轨道上的第三个组成部分。

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参考文献：

1、对应——恒星光谱测定法。阿斯特龙

2、光谱中包含亮氢线和暗氢线的恒星。天体物理学

3、美林证券公司；赫马森，医学博士；Be类恒星的发现和观测。天体物理学

4、关于b类恒星光谱中亮线的起源天体物理学

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