[논문 리뷰] The Death Spiral of T Pyxidis

J. Patterson, A. Oksanen외 13명|arXiv (Cornell University)|2013. 03. 04.

Astrophysical Phenomena and Observations인용 수 4

한 줄 요약

이 연구는 1996년부터 2011년까지 아마추어 천체망원경으로 구성된 글로벌 네트워크를 통해 재발성 초신성 T 파이크시디스의 1.8시간 주기 광도파동을 추적한다. 2011년 활성화 이후 궤도 주기가 0.0054% 증가한 것으로 나타나, 백색왜성은 최소 3×10⁻⁵ M☉ 이상의 질량을 방출했으며, 이는 약 300년 치의 질량 축적에 상응한다. 이는 백색왜성이 총괄적으로 질량을 잃고 있음을 시사하며, 이는 그가 타입 Ia 초신성로의 폭발 가능성을 약화시킨다.

ABSTRACT

We report a long campaign to track the 1.8 hr photometric wave in the recurrent nova T Pyxidis, using the global telescope network of the Center for Backyard Astrophysics. During 1996-2011, that wave was highly stable in amplitude and waveform, resembling the orbital wave commonly seen in supersoft binaries. The period, however, was found to increase on a timescale P/P-dot=3x10^5 yr. This suggests a mass transfer rate of ~10^-7 M_sol/yr in quiescence. The orbital signal became vanishingly weak (<0.003 mag) near maximum light of the 2011 eruption. After it returned to visibility near V=11, the orbital period had increased by 0.0054(6) %. This is a measure of the mass ejected in the nova outburst. For a plausible choice of binary parameters, that mass is at least 3x10^-5 M_sol, and probably more. This represents >300 yr of accretion at the pre-outburst rate, but the time between outbursts was only 45 yr. Thus the erupting white dwarf seems to have ejected at least 6x more mass than it accreted. If this eruption is typical, the white dwarf must be eroding, rather than growing, in mass -- dashing the star's hopes of ever becoming famous via a supernova explosion. Instead, it seems likely that the binary dynamics are basically a suicide pact between the eroding white dwarf and the low-mass secondary, excited and rapidly whittled down, probably by the white dwarf's EUV radiation.

연구 동기 및 목표

• T 파이크시디스의 장기적 광도 변화를 모니터링하여 궤도 및 질량 축적 행동을 이해하기 위해.
• 초신성 활동 이후 및 그 이후의 궤도 주기 변화를 측정하여 질량 방출을 추론하기 위해.
• 특히 타입 Ia 초신성로의 폭발 가능성을 고려할 때, 백색왜성이 장기적으로 질량을 축적하는지 여부를 평가하기 위해.
• 관측된 질량 이동 및 방출 역학을 바탕으로 이 双성계의 장기적 진화적 운명을 조사하기 위해.

제안 방법

• 센터 포 빌리지 아스트로피지크스의 글로벌 망원경 네트워크를 이용한 장기적 광도 모니터링 캠패인을 수행하였다.
• 이중성계에서의 궤도 모odulation으로 해석되는 1.8시간 광도파동을 추적하기 위해 광도곡선을 분석하였다.
• 침묵기 동안 질량 이동률을 추론하기 위해 궤도 주기의 도함수를 시간에 따라 측정하였다.
• 2011년 활성화 이후의 궤도 주기 변화를 이용하여 폭발 기간 동안 방출된 질량을 추정하였다.
• 합리적인 이중성 파rameter를 가정하여 관측된 주기 변화를 질량 방출과 연결하기 위해 이론적 모델링을 적용하였다.
• 주기 도함수로부터 질량 축적률을 추정하여, 침묵기 동안 약 10⁻⁷ M☉/yr의 값을 도출하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 T 파이크시디스에서 1.8시간 광도파동의 장기적 안정성은 어떻게 되며, 이는 이중성계의 궤도 역학에 무엇을 드러내는가?
• RQ2 2011년 초신성 활성화 기간 동안 방출된 질량은 궤도 주기 변화로부터 얼마나 추정되는가?
• RQ3 축적과 방출의 균형을 고려할 때, 백색왜성은 장기적으로 질량을 축적하는가, 잃는가?
• RQ4 관측된 질량 방출률이 축적률을 초과하는가? 이는 백색왜성의 향후 진화에 어떤 의미를 갖는가?
• RQ5 이중성계는 반복적인 활성화로 인해 자멸하는 진화 단계에 있는가? 백색왜성이 반복적인 폭발로 인해 부식되고 있는가?

주요 결과

• 1996년부터 2011년까지 1.8시간 광도파동의 진폭과 파형이 매우 안정되어 있었으며, 이는 안정적인 궤도 모odulation을 시사한다.
• 침묵기 동안 궤도 주기 증가율은 약 10⁻⁷ M☉/yr의 질량 이동률에 해당한다.
• 2011년 활성화의 최대 밝기 근처에서 궤도 신호가 사라졌으며, <0.003 mag 이하로 감지되지 않았다.
• 폭발 이후 궤도 주기가 0.0054(6)% 증가하여, 최소 3×10⁻⁵ M☉ 이상의 질량이 방출된 것으로 나타났다.
• 이 방출 질량은 활성화 이전의 축적률로 계산한 300년 분량을 초과하여, 백색왜성이 총괄적으로 질량을 잃고 있음을 시사한다.
• 45년의 활성화 재발 주기를 감안할 때, 백색왜성은 축적한 질량의 6배 이상을 방출했을 가능성이 있으며, 이는 그가 성장하기보다는 부식되고 있음을 의미한다.