[論文レビュー] Nova V1974 Cygni - results of the 1997 campaign

A. Olech|arXiv (Cornell University)|Aug 31, 2002

Astronomical Observations and Instrumentation被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、1996–1997年のノーバ V1974 CygniのIバンドCCD画像測光を分析し、安定した117.0126分の軌道周期（0.08125873日）を確認するとともに、急速に変化する122分周期の存在を明らかにした。周期変化率 ẇ ≈ 10⁻⁶ が示すように、白色矮星の回転説よりもスーパーハンプ解釈が妥当である。これは回転エネルギーの変化が非現実的に大きな値を要するためである。

ABSTRACT

This report analyzes the I-band CCD photometry of Nova V1974 Cygni from the 1997 observational season. The analysis shows that both short-term modulations with periods 0.0813 and 0.085 days are still present in the light curve of the star. We confirmed the stability of the shorter period which is interpreted as the orbital period of the binary system. Its value, determined using the O-C residuals, is P_{orb}=0.08125873(23) days = 117.0126(3) min. The longer period, which appeared in the light curve in 1994, was decreasing until the beginning of 1995 but then started to increase quite rapidly. In October 1996 the value of the period was 122.67\pm0.02 min. Until the next observing run the period significantly decreased. Its value, determined from our observations performed in July 1997, was 121.87\pm0.12 min. This means that the rate of change of the period in 1996-1997 was as high as $\dot P \approx 10^{-6}$. Such a rapid change of the period requires a large amount of rotational kinetic energy, if we assume that a 122-min periodicity is the rotation period of a white dwarf. Thus the more probable explanation is the hypothesis is that the longer period including a superhump period is caused by the precession of an accretion disc surrounding a white dwarf primary.

研究の動機と目的

• 1996–1997年の観測シーズン中にノーバ V1974 CygniのIバンドCCD測光を分析し、光曲線の周期的変動を研究すること。
• 連星系の軌道周期を特定し、時間経過に伴う安定性を評価すること。
• 122分周期の性質を、白色矮星の回転と降着円盤の歳差（スーパーハンプ）のいずれに起因するかを特定すること。
• 白色矮星回転仮説に基づく周期変化を説明するために必要な回転運動エネルギーの変化を推定し、物理的妥当性を評価すること。
• O-C残差と周期変化率解析を用いて、122分モードの起源をめぐる競合仮説を検証すること。

提案手法

• オストロヴィク観測所の60cmカセグレン望遠鏡を用いて、露出時間180–240秒のIバンドCCD測光を取得した。
• 密集した星場における測光精度を向上させるために、ISIS画像差分法を適用し、最も見通しの良いフレームから構築した基準画像を用いた。
• O-C（観測値－計算値）残差を用いた光曲線解析により、軌道周期の安定性と周期変化率を評価した。
• 1996年10月から1997年7月にかけての122分周期の変化率から、周期変化率 ẇ を計算した。
• 白色矮星回転仮説に基づき、周期変化を説明するために必要な回転運動エネルギーの変化を推定した。
• 矮星変動星およびSU UMa型星におけるスーパーハンプ行動の理論的予測と結果を比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 V1974 Cygniの光曲線における117分周期は、連星系の軌道周期と整合的か？
• RQ2 122分周期の変化率は何か？ これはその物理的起源に何を示唆するか？
• RQ3 観測された周期変化は、磁化された白色矮星の回転によって説明可能か？ それとも他のメカニズムが必要か？
• RQ4 周期変化率とエネルギー予算は、矮星変動星におけるスーパーハンプ行動の予想と一致するか？
• RQ5 1996年から1997年にかけての急速な周期変化は、スーパーハンプ説か白色矮星回転説のどちらを支持するか？

主な発見

• V1974 Cygniの軌道周期は P_orb = 0.08125873(23) 日、すなわち 117.0126(3) 分と測定され、時間経過に伴い高い安定性を示した。
• 1994年から観測されている122分周期は、1996年10月の 122.67 ± 0.02 分から1997年7月の 121.87 ± 0.12 分へと急速に短縮した。
• 周期変化率は ẇ ≈ 10⁻⁶ と算出され、122分モードの変化が極めて速いことを示した。
• 周期変化を白色矮星の回転で説明するには、約10⁴²エールグの回転運動エネルギーの変化が必要であり、これは同じ期間に星が放射した全エネルギーを上回る。
• 観測された周期変化は白色矮星回転仮説と整合せず、歳差する降着円盤を伴うスーパーハンプモデルと整合的である。
• 本研究は、122分周期が白色矮星の回転ではなく、恒久的スーパーハンプによってより妥当に説明可能であると結論づけた。