[논문 리뷰] A Detailed Spectroscopic and Photometric Analysis of DQ White Dwarfs

P. Dufour, Bergeron, P.외 1명|arXiv (Cornell University)|2005. 03. 21.

Stellar, planetary, and galactic studies인용 수 7

한 줄 요약

이 연구는 탄소를 포함한 향상된 모델 대류를 사용하여 56개의 DQ 백색왜성에 대한 균일한 스펙트로스코픽 및 광도 분석을 수행하며, 순수 헬륨 모델을 사용해 이전에 추정된 것보다 효과적인 온도와 질량이 크게 낮아졌음을 밝힌다. 주요 발견은 탄소 포함이 유추된 온도와 질량을 낮추며, 이는 DB 별의 후손과 더 잘 일치시키며, 헬륨층 두께(log q(He) ≈ -3에서 -2)를 시사한다. 반면 약 6000 K에서 온도 분포의 급격한 절단은 C2H 분자의 존재와 관련된 알려지지 않은 물리적 메커니즘을 시사한다.

ABSTRACT

We present an analysis of spectroscopic and photometric observations of cool DQ white dwarfs based on improved model atmosphere calculations. In particular, we revise the atmospheric parameters of the trigonometric parallax sample of Bergeron, Leggett, & Ruiz, and discuss the astrophysical implications on the temperature scale and mean mass, as well as the chemical evolution of these stars. We also analyze 40 new DQ stars discovered in the first data release of the Sloan Digital Sky Survey. Our analysis confirms that effective temperatures derived from model atmospheres including carbon are significantly lower than the temperatures obtained from pure helium models. Similarly the mean mass of the trigonometric parallax sample, = 0.62 Mo, is significantly lower than that obtained from pure helium models, = 0.73 Mo, and more consistent with the spectroscopic mean mass of DB stars, = 0.59 Mo, the most likely progenitors of DQ white dwarfs. We find that DQ stars form a remarkably well defined sequence in a carbon abundance versus effective temperature diagram; below Teff~10,000 K, carbon pollution decreases monotonically with decreasing effective temperature. Improved evolutionary models including diffusion and connecting to the PG 1159 phase are used to infer a typical value for the thickness of the helium layer M_He/M_* between 10^{-3} and 10^{-2}, compatible with the predictions of post-AGB models.

연구 동기 및 목표

• 이전 순수 헬륨 모델에서의 온도와 질량 추정치의 모순을 해결하기 위해 탄소를 포함한 향상된 모델 대류를 사용하여 냉각 DQ 백색왜성의 대기 매개변수를 재분석하는 것.
• 이론적 기대와는 달리 더 냉각된 DQ 별이 존재할 것으로 예상되지만 여전히 설명되지 않은 ~6000 K에서 관측된 DQ 백색왜성 온도 분포의 급격한 절단의 물리적 기원을 조사하는 것.
• 이상적으로 높은 탄소 농도를 가진 DQ 별이 백색왜성 질량 분포의 고질량 꼬리에 해당하는지, 질량과 농도 상관관계를 바탕으로 판단하는 것.
• 이전에 관측된 값과 예측된 값 사이의 괴리로 인해 문제시되었던 후-AGB 진화 모델과의 일관성을 평가하는 것, 특히 헬륨층 두께의 추정치에 대해

제안 방법

• 원자 및 분자 탄소를 포함한 업데이트된 모델 대류 계산을 사용하여 56개의 DQ 백색왜성에 대한 효과적 온도와 탄소 농도를 유도하였다.
• BRL/BLR 삼각측량 파라메터 샘플(16개 별)과 슬론 디지털 스카이 서베이(SDSS) DR1에서 확보한 40개의 새로운 DQ 별에 대해 스펙트로스코픽 및 광도적 피팅 기법을 적용하였다.
• 확산과 PG 1159 단계와의 연결을 포함한 향상된 진화 모델을 사용하여 관측된 탄소 농도와 온도 경향에서 헬륨층 두께(M_He/M_star)를 추론하였다.
• Pelletier 등(1986)과 Fontaine & Brassard(2005)의 이론 예측과 관측된 C/He 농도 대 T_eff 분포를 비교하여 헬륨층 두께를 제약하였다.
• 삼각측량 측정치를 사용하여 항성 질량을 유도하고, 유추된 질량이 DB 별의 스펙트로스코픽 평균 질량과 일치하는지 평가하였다.
• 약 6000 K에서 온도 분포 절단의 통계적 유의성을 분석하고, C2H 별이 존재하며 낮은 온도에서 알려지지 않은 분자 특성을 보이는 것과의 잠재적 연관성을 탐색하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 순수 헬륨 모델 대비 탄소를 포함한 모델 대류를 사용할 경우 DQ 백색왜성의 효과적 온도와 질량은 어떻게 변화하는가?
• RQ2 DQ 백색왜성의 헬륨층 두께는 유추되는가? 그리고 후-AGB 진화 모델의 예측과 비교해보면 어떠한가?
• RQ3 왜 DQ 백색왜성의 수분포가 T_eff ≈ 6000 K에서 급격한 절단을 보이며, 그 원인으로서의 물리적 메커니즘은 무엇인가?
• RQ4 이상적으로 높은 탄소 농도를 가진 DQ 별은 더 무거운 편에 속하는가? 이는 백색왜성 질량 함수의 고질량 꼬리에 해당하는가?
• RQ5 관측된 DQ 별의 온도 절단은 C2H 별과 관련이 있는가? 이들은 낮은 온도에서 알려지지 않은 분자 특성을 보인다.

주요 결과

• 탄소 포함 모델 대류에서 유도된 효과적 온도는 순수 헬륨 모델보다 유의미하게 낮으며, 이는 이온화된 탄소가 제공하는 추가 자유전자로 인한 He-free-free 투과도 증가 때문이다.
• 삼각측량 DQ 샘플의 평균 질량은 순수 헬륨 모델에서의 0.73 M_sun에서 탄소 포함 모델로의 재조정으로 0.62 M_sun로 하향 조정되었으며, 이는 DB 별의 스펙트로스코픽 평균 질량(0.59 M_sun)과 더 잘 일치한다.
• DQ 별들은 log(C/He) 대 T_eff 다이어그램에서 잘 정의된 일련의 패턴을 보이며, 탄소 농도가 효과적 온도가 감소함에 따라 단조롭게 감소한다.
• 대부분의 DQ 별에 대해 추정된 헬륨층 두께(log q(He))는 -3에서 -2 사이이며, 이는 이전에 보고된 약 -3.75보다 후-AGB 진화 모델과 더 잘 일치한다.
• 평균 탄소 농도를 초월하는 DQ 별은 더 무거운 편으로 나타나며, G47-18는 샘플에서 가장 무거운 별이어서 이는 백색왜성 질량 분포의 고질량 꼬리에 해당함을 시사한다.
• DQ 별의 수분포는 통계적으로 유의미한 절단을 보이며 T_eff ≈ 6000 K에서 나타나며, 약 7000 K 근처에서 급격한 감소를 보이며, 이는 알려지지 않은 물리적 메커니즘으로서 더 냉각된 별에서 C2H 분자의 형성과 관련된 가능성을 시사한다.