[論文レビュー] EUVE Observations of Nonmagnetic Cataclysmic Variables

Christopher W. Mauche|arXiv (Cornell University)|Sep 7, 2001

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 2被引用数 3

ひとこと要約

この論文は、高降着レート非磁気的連星爆発星（DNe）であるSS Cyg、U Gem、VW Hyi、OY CarのEUVE観測を要約し、境界層放射が主にUV領域で放射され、拡張した降着円盤風からの散乱放射を通じてのみ観測可能であることを示している。モデルでは境界層温度が8–11 eV、質量降着レートが≤10⁻⁸ M☉ yr⁻¹であると示唆されている。

ABSTRACT

We summarize EUVE's contribution to the study of the boundary layer emission of high accretion-rate nonmagnetic cataclysmic variables, especially the dwarf novae SS Cyg, U Gem, VW Hyi, and OY Car in outburst. We discuss the optical and EUV light curves of dwarf nova outbursts, the quasi-coherent oscillations of the EUV flux of SS Cyg, the EUV spectra of dwarf novae, and the future of EUV observations of cataclysmic variables.

研究の動機と目的

• EUVE観測を用いて、高降着レート非磁気的連星爆発星における境界層放射の性質を調査すること。
• 矮星新星におけるUVフラックスの起源、特に拡張した降着円盤風における散乱の役割を理解すること。
• 恒星間吸収と目標時機スケジューリングの必要性に起因する観測的課題を克服すること。
• 深紫外光度測定と分光法を用いて、複数の矮星新星における完全な爆発期遷移を初めて詳細に追跡すること。
• 近接した連星爆発星における降着物理学を研究するにあたり、UV観測の可能性と今後の展望を評価すること。

提案手法

• EUVEの深紫外サーベイ光度計（DS）および短波長分光計（SW）を用い、爆発中の連星爆発星の長時間にわたる高感度UV光度曲線および分光法を取得した。
• AAVSO、VSS/RASNZ、HST、Voyager、Chandra、RXTE、EXOSATからの光学およびUV観測データと統合し、多波長的文脈を提供した。
• 二重星位相分光法を用いて、食の間にも持続的な発光線を検出することで、連続放射源の外側に広がった発光領域があることを示した。
• DSおよびSWデータから詳細なUV光度曲線を構築し、積分時間は最大274 ksに達し、完全な爆発期モニタリングを可能にした。
• 円盤風における散乱の放射輸送モデルを構築し、観測された線幅およびフラックス挙動を解釈した。
• 関係式 $ L_{\rm bl} \approx L_{\rm disk} \approx 3\times10^{34} (\dot{M}/10^{-8}~{}\rm{M_\odot~{}yr^{-1}})~{}\rm{erg~{}s^{-1}} $ を用いて、光度から降着レートを推定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 高降着レート非磁気的連星爆発星における観測されたUVフラックスの起源は何か？
• RQ2 矮星新星が爆発している際、境界層放射が主要なエネルギー源であるにもかかわらず、なぜUV放射が直接観測されないのか？
• RQ3 観測された発光線および光度曲線は、降着円盤風の幾何学的構造および物理的状態をどのように制約するか？
• RQ4 円盤風における散乱が、境界層放射を検出可能にする役割は何か？
• RQ5 OY CarやU Gemのような系における観測されたUVスペクトルの意味は、質量降着レートおよび風の性質にどのような示唆を与えるか？

主な発見

• SS Cyg、U Gem、VW Hyi、OY Carのような高降着レート連星爆発星におけるUVフラックスは、主に拡張した降着円盤風による境界層放射の散乱に起因し、直接放射によるものではない。
• 境界層温度は $ kT \approx 8 $–11 eV に制限され、光度 $ L_{\rm bl} \leq 4\times10^{34} (d/85~{}\rm{pc})^2~{}\rm{erg~{}s^{-1}} $ であり、これにより $ \dot{M} \leq 10^{-8}~{}\rm{M_\odot~{}yr^{-1}} $ と推定される。
• OY CarのUVスペクトル（例：N V、O V–VI、Ne V–VII、Fe XXIII）に現れる発光線は、FWMH ≈ 1 Å のやや広がった線幅を示しており、高速風であることを示唆している。
• 風からの質量損失レートは $ \dot{M}_{\rm wind} \leq 10^{-10}~{}\rm{M_\odot~{}yr^{-1}} $ と推定され、降着レートのおよそ1%に相当し、放射圧だけでは説明できないため、磁気的力が風駆動に寄与している必要がある。
• 吸収コラム密度は $ N_{\rm H} \approx 1.6 $–$ 3.5\times10^{19}~{}\rm{cm^{-2}} $ であり、近接した系における低恒星間吸収と整合的である。
• U Gemにおける発光線が軌道的食の間にも持続的に観測されることから、線形成領域が中心源の外側に広がった空間的拡張領域にあることが確認され、風散乱モデルを支持する。