[論文レビュー] Binary central stars of planetary nebula

Orsola De Marco|arXiv (Cornell University)|May 24, 2006

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用数 4

ひとこと要約

この論文は、惑星状星雲（PN）形成において二重星相互作用が根本的である可能性を主張し、観測的証拠に基づき中心星における高い二重星率（60–90%）を根拠に、すべてのPNが二重星系、特に共通エンvelopeを経験した二重星から生じるのだと提案している。星の進化理論と整合化するため、可視PNを生成できるのはわずかな二重星のみであるとし、PN生成レート推定値の不一致を説明している。

ABSTRACT

Only a handful of binary central stars of planetary nebulae (PNe) are known today, due to the difficulty of detecting their companions. Preliminary results from radial velocity surveys, however, seem to indicate that binarity plays a fundamental,rather than marginal role in the evolution of PNe and that the close binary fraction might be much larger than the currently known value of 10-15%. In this review, we list all the known binary central stars, giving an updated census of their numbers and selected characteristics. A review is also given of the techniques used to detect binaries as well as selected characteristics of related stellar classes which might provide constraints (or additional puzzles) to the theory of PN evolution. Finally, we will formulate the conjecture that all PNe derive from binary interactions and suggest that this is not inconsistent with our current knowledge.

研究の動機と目的

• axi対称的または点対称的な形態を持つ惑星状星雲（PN）を形成する要因としての二重星の役割を評価し、単一星が軸対称的または点対称的形状を生成できるという仮定に挑戦すること。
• 中心星における高い二重星率という観測的証拠と、星の進化理論および主系列星の二重星統計から得られる理論的期待値を調和させること。
• 中心星における観測された径速度（RV）変動が、軌道運動に起因するものか、星風の不均一性に起因するものかを特定し、真の二重星率を同定すること。
• 可視PNを生成できるのは、共通エンvelopeを経験した二重星（post-common-envelope binaries）に限られ、単一星および広い二重星は検出可能なPNを形成しないという仮説を検証すること。
• PN生成レート密度の観測値と理論的予測値の不一致を解消するため、PN形成を二重星進化に結びつけること。

提案手法

• 高分解能分光法を用いた中心星の径速度（RV）調査を分析し、軌道運動に起因する周期的シフトを検出すること。
• P CygniプロファイルやヘリウムII λ4686などの光学的薄い発光線を分析することで、RV変動が軌道運動に起因するものか、星風の不均一性に起因するものかを区別すること。
• 光度測定調査を用いて、短周期二重星を、楕円形変光または加熱された伴星による影響によって検出すること。特に、軌道周期が3日未塔のシステムに注目する。
• 観測バイアス（例えば、傾斜角、質量関数、伴星による明るさの増幅）を統計的に補正することで、真の二重星率を推定すること。
• 中心星の周期分布をモデル化し、主系列星の二重星分布（例：Duquennoy & Mayor 1991）と比較することで、進化的制約を推定すること。
• スペクトル型分布（例：M4–M7）から最小伴星質量を推定し、共通エンvelope進化の理論的予測（例：De Marco et al. 2003）と比較すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 axi対称的または点対称的な惑星状星雲を生成するには二重星が不可欠なのか、それとも回転や磁場を持つ単一星がその形態を説明できるのか？
• RQ2 現在の検出が短周期系に偏っていることを考慮すると、中心星における近接二重星の真の割合は何か？
• RQ3 中心星における径速度変動が、星風の不均一性に起因するものではなく、明確に軌道運動に起因するものと特定できるか？
• RQ4 RV調査で観測された高い二重星率（60–90%）が、可視PNを生成するのは共通エンvelopeを経験した二重星に限られることを示唆するのか？
• RQ5 可視PN生成レート密度が、共通エンvelopeを経験した二重星のみがPNを形成するとするモデルと整合しているか、それとも単一星からの寄与が必要か？

主な発見

• 径速度調査では、中心星のうち60–90%が近接二重星であると示唆されており、光度測定調査から得られる10–15%の値よりも顕著に高い。
• IC4593およびBD+33 2642の2つのRV変動星の初期周期測定では、4–5日程度の軌道周期が確認され、星風の変動による複雑さが存在しても、依然として軌道運動が確認された。
• 未解明の二重星サンプルでは、約1 AUでギャップを伴う二峰性の周期分布が観測され、これは共通エンベロープ進化によって広いシステムが排除されたことに一致する。
• 伴星のスペクトル型はM4でピークを示し、観測された最も遅い伴星はM7まで達しており、共通エンベロープを経験した伴星の最小質量が約0.1 M☉であると示唆されている。
• 中心星がすべて近接二重星に属するならば、可視PNを生成できるのは共通エンベロープを経験したシステムに限られ、PN生成レートは白色矮星生成レートの約10%にまで低下する。これは、単一星がPNを形成すると仮定するモデルよりも観測値と整合性が良い。
• Moe & De Marco（2006）の理論的モデリングでは、共通エンベロープを経験した二重星のみが、観測された銀河系PN集団を再現可能であり、単一星PNを含むモデルはPNの数を過剰に予測してしまう。