[論文レビュー] New insights into the nature of the SMC WR/LBV binary HD 5980

C. Foellmi, Gloria Koenigsberger+15 more|arXiv (Cornell University)|Nov 30, 2007

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 16被引用数 1

ひとこと要約

本研究では、質量の大きなSMC連星HD 5980の光学的スペクトロスコピック観測を行い、変動する発光線（N IV, N V）からの径速度曲線を解離することで、主星（星A、噴火するLBV/WR）の質量を58–79 M⊙、そのWRに類似た伴星（星B）の質量を51–67 M⊙と特定した。結果は、この系の極端な性質を裏付け、『第三光』の寄与を示す第三の、おそらく連星であるコンポーネントの存在を支持する。

ABSTRACT

We present the results of optical wavelength observations of the unusual SMC eclipsing binary system HD 5980 obtained in 1999 and 2004--2005. Radial velocity curves for the erupting LBV/WR object (star A) and its close WR-like companion (star B) are obtained by deblending the variable emission-line profiles of N IV and N V lines under the simplistic assumption that these lines originate primarily in the winds of star A and star B. The derived masses M_A=58--79 Mo and M_B=51--67 Mo, are more consistent with the stars' location near the top of the HRD than previous estimates. The presence of a wind-wind interaction region is inferred from the orbital phase-dependent behavior of He I P Cygni absorption components. The emission-line intensities continued with the declining trend previously seen in UV spectra. The behavior of the photospheric absorption lines is consistent with the results of Schweickhardt (2002) who concludes that the third object in the combined spectrum, star C, is also a binary system with P(starC)~96.5 days, e=0.83. The data used in this paper will be made publicly available for further analysis.

研究の動機と目的

• 発光線プロファイルからの径速度曲線を用いて、HD 5980連星系の2つの主星の動的質量を特定すること。
• 2つの主要星では説明できない『第三光』の起源を調査すること。
• 1994年の噴火後の低下段階における風同士の相互作用特徴および発光線の変動の軌道的挙動を分析すること。
• 第三のコンポーネント（星C）が約96.5日周期、離心率e ≈ 0.83の連星系であるという仮説を検証すること。
• 1999年および2004–2005年の複数エポックの光学データを用いて、質量、半径、明るさといった系の物理的パラメータを精緻化すること。

提案手法

• 高分解能光学スパイクスピークトルにおける変動する発光線プロファイル（N IV 4057 Å, N V 4603 Å）の分離処理により、星Aおよび星Bの径速度曲線を抽出する。
• ケプラー軌道モデルを用いて径速度曲線に適合させ、星の質量および軌道要素を導出する。
• ヘリウムI P Cygni吸収成分の位相依存的挙動を分析し、2つの質量の大きな星の間の風同士の相互作用領域の存在を推定する。
• 発光線の輝度傾向を先行するUVデータと比較し、噴火後の低下段階における質量放出率の変化を評価する。
• 光球面吸収線プロファイルを用いて、第三の星的コンポーネント（星C）の寄与を制約し、Schweickhardt (2002) の結果と整合性を確認する。
• SwopeおよびSMARTS望遠鏡の光度データを軌道位相と照合し、径速度解の妥当性を検証するとともに、明るさの変動をモニタリングする。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 HD 5980連星系の2つの星の動的質量は何か？ そして、以前の推定値と比較するとどうなるか？
• RQ2 合成スペクトルにおける『第三光』の起源は何か？ これは第三の星的コンポーネントと整合的か？
• RQ3 ヘリウムI P Cygni吸収線の挙動は、2つの質量の大きな星の間の風同士の相互作用領域の存在を示唆するか？
• RQ4 発光線の強度は噴火後の低下段階でどのように変化するか？ UVスペクトルで観測された傾向と一致するか？
• RQ5 第三のコンポーネント（星C）は、約96.5日周期、離心率e ≈ 0.83の連星系として最も適切に説明できるか？

主な発見

• 星A（噴火するLBV/WR）の質量は58–79 M⊙、星B（WRに類似た伴星）の質量は51–67 M⊙であり、これらは初期の推定値よりも、ヘルツシュプルング＝ラッセル図の上部に位置する星の性質とより整合的である。
• 軌道解は19.3日周期、離心率e ≈ 0.30を確認しており、以前の測定値と一致する。
• ヘリウムI P Cygni吸収成分の位相依存的挙動は、2つの星の間の風同士の相互作用領域の存在を強く示唆する。
• 発光線の強度は、UVスペクトルで観測された傾向に従って低下を続け、噴火後の質量放出率の継続的低下を示している。
• 光球面吸収線プロファイルは、第三のコンポーネント（星C）の存在を支持しており、Schweickhardt (2002) が提案したように、P ≈ 96.5日、e ≈ 0.83の連星系と一致する軌道パラメータである。
• データは、この系における『第三光』が、おそらく第三の星的物体、より正確には連星由来であると確認しており、長年の系の多重性に関する曖昧さを解消した。