[논문 리뷰] The long-period Galactic Cepheid RS Puppis - II. 3D structure and mass of the nebula from VLT/FORS polarimetry

P. Kervella, A. Mérand외 8명|arXiv (Cornell University)|2012. 03. 12.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 34인용 수 6

한 줄 요약

이 연구는 장주기 펄서 별 RS Pup 주위의 먼지 nebulas의 3차원 구조를 재구성하기 위해 VLT/FORS2 편광 측정을 사용하여, 별 중심에서 비대칭이며 기하학적으로 얇은 먼지 층이 존재하는 것으로 밝혀졌다. 유도된 먼지 질량 $2.9 \pm 0.9\,M_\odot$ 와 총 질량 $290 \pm 120\,M_\odot$ 는 nebulas 가 항성 질량 손실이 아닌 간성 간성 구름에서 유래했음을 시사하며, 이 펄서는 복사 압력 또는 항성 바람을 통해 nebulas 를 형성했을 가능성이 있다.

ABSTRACT

The long-period Cepheid RS Pup is surrounded by a large dusty nebula reflecting the light from the central star. Due to the changing luminosity of the central source, light echoes propagate into the nebula. This remarkable phenomenon was the subject of Paper I.The origin and physical properties of the nebula are however uncertain: it may have been created through mass loss from the star itself, or it could be the remnant of a pre-existing interstellar cloud. Our goal is to determine the 3D structure of the nebula, and estimate its mass. Knowing the geometrical shape of the nebula will also allow us to retrieve the distance of RS Pup in an unambiguous manner using a model of its light echoes (in a forthcoming work). The scattering angle of the Cepheid light in the circumstellar nebula can be recovered from its degree of linear polarization. We thus observed the nebula surrounding RS Pup using the polarimetric imaging mode of the VLT/FORS instrument, and obtained a map of the degree and position angle of linear polarization. From our FORS observations, we derive a 3D map of the distribution of the dust, whose overall geometry is an irregular and thin layer. The nebula does not present a well-defined symmetry. Using a simple model, we derive a total dust mass of M(dust) = 2.9 +/- 0.9 Msun for the dust within 1.8 arcmin of the Cepheid. This translates into a total mass of M(gas+dust) = 290 +/- 120 Msun, assuming a dust-to-gas ratio of 1.0 +/- 0.3 %. The high mass of the dusty nebula excludes that it was created by mass-loss from the star. However, the thinness nebula is an indication that the Cepheid participated to its shaping, e.g. through its radiation pressure or stellar wind. RS Pup therefore appears as a regular long-period Cepheid located in an exceptionally dense interstellar environment.

연구 동기 및 목표

• 빛 반사에 의한 정확한 거리 측정을 위해 RS Pup 주위의 별주위 nebulas 의 3차원 기하학적 구조를 규명하는 것.
• 기원을 제약하기 위해 nebulas 의 총 질량(먼지 및 기체 포함)을 추정하는 것.
• nebulas 가 RS Pup 의 질량 손실에서 유래했는지, 아니면 사전 존재하는 간성 구름에서 유래했는지 평가하는 것.
• 복사 압력 또는 항성 바람을 통해 펄서가 nebulas 의 구조 형성에 미친 영향을 조사하는 것.
• 향후 빛 반사 모델링을 통한 고정밀 거리 측정을 위한 기하학적 기초를 제공하는 것.

제안 방법

• 반사편광 측정을 위해 VLT/FORS2 를 사용하여 반파장판과 Wollaston 프리즘을 이용해 nebulas 전역에서 선형 편광의 도수 및 위치각을 측정함.
• 편광 특성을 맵핑하여 시야 및 천구 평면에 대한 먼지 입자들의 산산조각 낸 기하학적 구조를 추론함.
• NTT/EMMI 의 직접 영상(논문 I 참조)과 편광 데이터를 융합하여 먼지의 3차원 분포를 제약함.
• 간단한 산산조각 낸 모델을 사용하여 편광 맵에서 열량 밀도 및 먼지 질량을 유도함.
• 총 질량 추정을 위해 $1.0 \pm 0.3\%$ 의 먼지 대 기체 질량 비율을 가정함.
• 기록된 CFHT 영상들을 사용하여 수십 년 간 nebulas 특성의 안정성을 검증하여 뚜렷한 진화를 배제함.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 RS Pup 주위의 먼지 nebulas 의 3차원 기하학적 구조는 무엇이며, 별 중심에 대해 대칭적인가?
• RQ2 nebulas 의 총 먼지 및 기체 질량은 얼마이며, RS Pup 에 의해 방출될 수 있는 질량을 초과하는가?
• RQ3 질량과 기하학적 구조에 기반해 nebulas 의 기원은 간성 기원인지 항성 기원인지 여부는 무엇인가?
• RQ4 복사 압력 또는 항성 바람을 통해 펄서가 nebulas 의 형성에 어느 정도 기여했는가?
• RQ5 nebulas 의 기하학적 구조를 활용하여 빛 반사 모델링을 통해 RS Pup 에 대한 정밀한 거리를 유도할 수 있는가?

주요 결과

• nebulas 는 중심 대칭이 없고 기하학적으로 얇은 먼지 층을 보이며, 이는 구형 대칭의 질량 손실 잔여물이 아님을 시사한다.
• RS Pup 로부터 1.8 분각 이내의 총 먼지 질량은 $2.9 \pm 0.9\,M_\odot$ 로, 편광 맵과 산산조각 낸 모델링을 통해 유도됨.
• nebulas 의 총 기체 및 먼지 질량은 $1.0 \pm 0.3\%$ 의 먼지 대 기체 비율을 가정할 경우 $290 \pm 120\,M_\odot$ 로 추정됨.
• 높은 질량은 항성 기원을 배제하고, 대부분의 물질이 간성 구름 기원임을 강력히 지지함.
• 중심 대칭의 부재와 먼지 층의 얇음은 펄서가 복사 압력 또는 바람을 통해 nebulas 를 형성했을 가능성을 시사하지만, 질량 기여는 미미한 수준임.
• nebulas 는 RS Pup 의 질량 손실의 산물이 아니라, 밀도가 높은 간성 구름이며, 태어난 구름의 잔여물이거나 일시적으로 통합된 구조일 수 있으며, 이러한 펄서-nebulas 연관성이 희귀한 이유를 설명함.