[논문 리뷰] The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst I. The optically thick phase and the origin of moving lines in novae

S. N. Shore, T. Augusteijn외 2명|CINECA IRIS Institutial research information system (University of Pisa)|2011. 08. 17.

Astrophysical Phenomena and Observations참고 문헌 15인용 수 25

한 줄 요약

이 연구는 2011년 폭발 기간 동안 재발 노바 T Pyxidis의 고해상도 스펙트로스코피를 제시하며, 재결합에 의해 주도되는 투명도가 높은 단계에서의 흡수 피크를 규명한다. 관측된 속도 이동 흡수 성분은 팽창하는 다핵 구름으로 이루어진 물질에서 후퇴하는 재결합 전면에 기인하며, 충격이나 원주성 물질 상호작용을 요구하지 않는 움직이는 선을 설명한다. 유도된 거리는 ≥4.5 kpc이며, 투과도 E(B−V) ≈ 0.5 ± 0.1이다.

ABSTRACT

The nova T Pyx was observed with high resolution spectroscopy (R ~ 65000) spectroscopy, beginning 1 day after discovery of the outburst and continuing through the last visibility of the star at the end of May 2011. The interstellar absorption lines of Na I, Ca II, CH, CH$^+$, and archival H I 21 cm emission line observations have been used to determine a kinematic distance. Interstellar diffuse absorption features have been used to determine the extinction independent of previous assumptions. Sample Fe-peak line profiles show the optical depth and radial velocity evolution of the discrete components. We propose a distance to T Pyx $\geq$4.5kpc, with a strict lower limit of 3.5 kpc (the previously accepted distance). We derive an extinction, E(B-V)$\approx0.5\pm$0.1, that is higher than previous estimates. The first observation, Apr. 15, displayed He I, He II, C III, and N III emission lines and a maximum velocity on P Cyg profiles of the Balmer and He I lines of $\approx$2500 km s$^{-1}$ characteristic of the fireball stage. These ions were undetectable in the second spectrum, Apr. 23, and we use the recombination time to estimate the mass of the ejecta, $10^{-5}f$M$_\odot$ for a filling factor $f$. Numerous absorption line systems were detected on the Balmer, Fe-peak, Ca II, and Na I lines, mirrored in broader emission line components, that showed an "accelerated" displacement in velocity. We also show that the time sequence of these absorptions, which are common to all lines and arise only in the ejecta, can be described by recombination front moving outward in the expanding gas without either a stellar wind or circumstellar collisions.

연구 동기 및 목표

• 2011년 재발 노바 T Pyxidis의 폭발 초기 팽창 단계 동안의 물리적 조건과 폭발 물질의 구조를 규명하기 위해.
• 광학적 가정 없이 은하간 흡수선과 21 cm 복사 데이터를 이용해 신뢰할 수 있는 거리 추정치를 도출하기 위해.
• 이전의 가정 없이 분산된 은하간 분자대를 이용해 투과도를 스펙트로스코피적으로 측정하기 위해.
• 이동하는 흡수선의 기원을 시간에 따라 변화하는 속도 이동과 투과도 변화를 분석함으로써 설명하기 위해.
• 관측된 선형형태가 충격이나 원주성 물질 상호작용 없이도 다핵 구름으로 팽창하는 폭발 물질에서 후퇴하는 재결합 전면에 의해 설명될 수 있는지 시험하기 위해.

제안 방법

• 2011년 4월 15일부터 5월 30일까지 노르딕 광학망원경(NOT)을 이용해 고해상도 스펙트로스코피(R ≈ 65,000)를 확보하였으며, 파장 범위는 3635–7364 Å이다.
• 은하간 흡수선(Na I, Ca II, CH, CH⁺)과 기록된 H I 21 cm 복사 데이터를 사용하여 운동학적 거리를 유도하였으며, 하한값 3.5 kpc와 선호되는 값 ≥4.5 kpc를 도출하였다.
• 분산된 은하간 분자대를 이용해 투과도를 측정하였으며, E(B−V) ≈ 0.5 ± 0.1을 얻었으며, 이는 이전 추정치보다 높다.
• Balmer, Fe-피크, Ca II, Na I 선에서 P Cygni 프로파일과 흡수 성분의 변화를 추적하여 속도 구조와 투과도 변화를 추론하였다.
• 반경 방향으로 팽창하는 다핵 구름 폭발 물질에서 r⁻³ 밀도 분포를 가진 후퇴하는 재결합 전면의 시간에 따른 흡수 피크 변화를 모델링하였다.
• He II와 C III/N III 선의 재결합 시간 상수를 이용해 폭발 물질 질량을 추정하였으며, 충진율 f에 따라 2×10⁻⁵f M⊙로 도출되었으며, 이는 다핵성의 영향을 반영한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 T Pyxidis의 진정한 거리는 얼마이며, 이는 이전의 광학적 추정치와 어떻게 비교되는가?
• RQ2 T Pyxidis 방향의 투과도는 얼마이며, 광학적 가정 없이 스펙트로스코피적으로 측정할 수 있는가?
• RQ3 관측된 이동하는 흡수선의 원인은 무엇이며, 후퇴하는 재결합 전면에 의해 설명될 수 있는가?
• RQ4 관측된 선형형태의 진화는 충격이나 원주성 물질 상호작용 외의 추가 메커니즘을 요구하는가?
• RQ5 폭발 물질의 질량과 구조는 Fe-커튼 단계의 관측 지속 시간과 진화와 어떻게 관련되어 있는가?

주요 결과

• 은하간 흡수선과 21 cm 복사 데이터를 기반으로 T Pyxidis까지의 운동학적 거리는 ≥4.5 kpc로 추정되었으며, 엄격한 하한값은 3.5 kpc이다.
• 스펙트로스코피적으로 측정된 투과도는 E(B−V) ≈ 0.5 ± 0.1로, 이는 이전 추정치의 약 ~0.25보다 뚜렷이 높다.
• 첫 번째 스펙트럼(4월 15일)은 최대 속도가 ≈2500 km s⁻¹인 P Cygni 프로파일을 보이며, 강한 He I, He II, C III, N III 복사로 인한 화염공 단계를 나타낸다.
• 4월 15일에서 4월 23일 사이에 He II와 C III/N III 선이 사라짐으로써 재결합 시간 상수가 약 5일임을 시사하며, 외부 폭발 물질 내 전자 밀도는 약 ~2×10⁶ cm⁻³로 추정된다.
• 폭발 물질 질량은 약 2×10⁻⁵f M⊙로 추정되었으며, 충진율 f가 실제 질량을 결정하며, f ≈ 0.01일 경우 질량이 약 100배 감소할 수 있음을 시사한다.
• 모든 선에서 흡수 성분의 시간 진화는 충격이나 원주성 물질 충돌 없이도 다핵 구름으로 팽창하는 폭발 물질에서 후퇴하는 재결합 전면에 의해 잘 설명된다.