[論文レビュー] Ultraviolet and visible spectropolarimetric variability in P Cygni

K. H. Nordsieck, John P. Wisniewski+10 more|arXiv (Cornell University)|Feb 5, 2001

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

ひとこと要約

本研究は、P Cygniにおける同時WUPPEおよびHPOL観測を用いて、紫外および可視域の分光偏光変動を分析し、偏光で検出可能な風のクラップが風の基部付近（r/R* = 1.3–2.5）に形成されることを明らかにした。これらのクラップは電子密度 ≥10¹³ cm⁻³、温度 ~10,000 K、光学濃度 0.1–1 を示し、質量損失の最大2%を占め、P Cygni吸収を4倍に増幅するが、発光線は偏光を示さない。

ABSTRACT

We report on new data, including four vacuum ultraviolet spectropolarimetric observations by the Wisconsin Ultraviolet Photo-Polarimeter Experiment ("WUPPE") on the Astro-1 (one observation) and Astro-2 (three observations) shuttle missions, and 15 new visible-wavelength observations obtained by the HPOL CCD spectropolarimeter at the Pine Bluff Observatory of the University of Wisconsin. This includes three HPOL observations made within 12 hours of each of the three Astro-2 WUPPE observations, giving essentially simultaneous observations extending from 1500 to 10500 Angstroms. An analysis of these data yields estimates on the properties of wind "clumps" when they are detectable by the polarization of their scattered light. We find that the clumps must be detected near the base of the wind, r/R* = 1.3 - 2.5. At this time the clump density is at least 10^13 cm^-3, 20 times the mean wind, and the temperature is roughly 10,000 K, about 20% cooler than the mean wind. The clumps leading to the largest observed polarization must have electron optical depth of 0.1 - 1 and an angular extent of 0.1 - 1 ster, and account for at most 2% of the wind mass loss. The H and HeI emission lines from the wind are unpolarized, but their P Cygni absorption is enhanced by a factor of 4 in the scattered light. We speculate on the possible relationship of the clumps detected polarimetrically to those seen as Discrete Absorption Features (DACs) and in interferometry.

研究の動機と目的

• 同時UVおよび可視域分光偏光法を用いて、P Cygniにおける一時的風不均一性（クラップ）の物理的性質を同定すること。
• 多波長データと偏光則を用いて、恒星固有の偏光と銀河間前方偏光を分離すること。
• 偏光クラップと、離散吸収成分（DACs）や干渉計クラップなどの他の観測現象との関係を調査すること。
• 偏光波長依存性および線の振るまいを通じて、クラップの幾何学的形状、光学濃度、質量分率、温度を制約すること。
• 質量星における偏光風構造の将来の放射輸送モデリングのための観測的制約を提供すること。

提案手法

• アストロ-1およびアストロ-2ミッションにおけるスペースシャトル搭載WUPPEによる4回の真空中紫外分光偏光観測を用いた。
• ピア・ブルーファウンド天文台に設置されたHPOL CCD分光偏光計による15回の可視光波長観測と併用した。アストロ-2のWUPPE観測ごとに3回の同時観測が含まれた。
• 2つの独立した手法を用いて銀河間偏光補正を実施した：1800 ÅにおけるFeIII線の遮蔽と、偏光がゼロであると仮定したHα発光。
• 修正されたSerkowski法（WLR）を用いて銀河間偏光をフィットし、以下のパラメータを取得した：p_max = 1.17±0.03%, λ_max = 5100±100 Å, PA = 35.1°, 位置角回転率 -0.8±0.5°/μm⁻¹。
• 固有偏光の波長依存性を分析し、自由自由吸収を介してクラップの電子密度（およびイオン化状態）を推定した（束縛自由特徴の欠如により）。
• 最大観測偏光から得られる角度的広がりおよび光学濃度の制約を用いて、クラップの幾何学的形状と質量分率を推定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 P Cygniで検出可能な線形偏光を生じる風クラップの物理的状態（密度、温度、光学濃度）は何か？
• RQ2 偏光クラップの性質は、離散吸収成分（DACs）および干渉計クラップの性質とどのように関係しているか？
• RQ3 偏光で検出可能なクラップが風の質量の何%を占めているか？
• RQ4 なぜHおよびHeI発光線は偏光を示さないが、それらのP Cygni吸収特徴は散乱光で4倍に増幅されるのか？
• RQ5 星の回転およびクラップの運動論的性質に基づいて、偏光検出からDACまたは干渉計クラップとしての出現までの時間遅れを予測できるか？

主な発見

• 偏光で検出可能なクラップは、自由自由吸収が短波長で偏光を抑制する風の基部付近（r/R* = 1.3–2.5）に形成される。
• クラップの電子密度は ≥10¹³ cm⁻³ であり、平均風と比較して少なくとも20倍の密度対比を示す。
• 偏光スペクトルにバルマーおよびパッショーンの束縛自由吸収特徴が認められないことから、周囲の風よりもやや冷たい（~10,000 K）ことが示唆される。
• 最大のクラップは光学濃度 0.1–1、角度的広がり 0.1–1 ステラジアンを示し、観測最大偏光（~0.4%）を生じるのに適した形状である。
• これらのクラップは、風の全質量損失率の最大2%を占める。
• HおよびHeI発光線は偏光を示さないが、それらのP Cygni吸収成分は散乱光で4倍に増幅されており、クラップ物質からの優先的散乱を示している。