[논문 리뷰] Ultraviolet and visible spectropolarimetric variability in P Cygni

K. H. Nordsieck, John P. Wisniewski외 10명|arXiv (Cornell University)|2001. 02. 05.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 1인용 수 4

한 줄 요약

이 연구는 P Cygni의 자외선 및 가시광선 스펙트로폴라리메트릭 변동성을 동시에 측정한 WUPPE 및 HPOL 관측을 통해 분석하며, 풍속 클러스터가 풍속 기저부 근처(r/R* = 1.3–2.5)에서 형성됨을 밝혀내며, 전자 밀도 ≥10¹³ cm⁻³, 온도 ~10,000 K, 광학적 두께 0.1–1을 가지며, 질량 손실의 최대 2%를 차지하고, P Cygni 흡수를 4배로 증폭시키지만, 발광선은 극화되지 않음을 확인한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 동시 자외선 및 가시광선 스펙트로폴라리메트리 데이터를 활용하여 P Cygni의 일시적 풍속 비균일성(클러스터)의 물리적 성질을 규명하는 것.
• 다중 파장 데이터와 극화 법칙을 활용하여 내재된 항성 극화와 간성 우주 전경 극화를 분리하는 것.
• 극화 측정 클러스터와 Discrete Absorption Components(DACs) 및 간섭계 클러스터와 같은 다른 관측 현상 간의 관계를 조사하는 것.
• 극화 파장 의존성과 선 행동을 통해 클러스터의 기하학, 광학적 두께, 질량 분율, 온도를 제약하는 것.
• 다량성 항성의 극화된 풍속 구조에 대한 향후 복사 전달 모델링을 위한 관측적 제약을 제공하는 것.

제안 방법

• 아스트로-1 및 아스트로-2 우주왕복선 임무 동안 WUPPE에서 확보한 네 차례의 진공 자외선 스펙트로폴라리메트리 관측을 활용하였다.
• 피인 블러프 관측소의 HPOL CCD 스펙트로폴라리미터를 통해 확보한 15건의 가시광선 파장 관측과 조합하였으며, 아스트로-2 WUPPE 관측 당 평균 3건의 동시 관측이 포함되었다.
• 두 가지 독립적인 방법을 사용하여 간성 우주 극화 보정을 수행하였으며, 1800 Å에서의 FeIII 선 블랭킷팅과 Hα 발광이 극화되지 않았다는 가정을 활용하였다.
• 수정된 Serkowski 법칙(WLR)을 사용하여 간성 우주 극화를 피팅하였으며, 파arameter는 p_max = 1.17±0.03%, λ_max = 5100±100 Å, PA = 35.1°, 위치각 회전율 -0.8±0.5°/μm⁻¹로 설정하였다.
• 내재된 극화의 파장 의존성을 분석하여 자유-자유 흡수를 통한 클러스터 전자 밀도 추정 및 유도된 흡수 특징의 부재를 통한 이온화 상태 추정을 수행하였다.
• 최대 관측 극화도로부터 유도된 각도 범위 및 광학적 두께 제약을 활용하여 클러스터 기하학 및 질량 분율을 추정하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 P Cygni에서 감지 가능한 선형 극화를 유도하는 풍속 클러스터의 물리적 조건(밀도, 온도, 광학적 두께)은 무엇인가?
• RQ2 극화 측정 클러스터의 성질은 Discrete Absorption Components(DACs) 및 간섭계 클러스터의 성질과 어떻게 관련이 있는가?
• RQ3 극화로 감지 가능한 클러스터가 풍속의 총 질량 손실의 몇 퍼센트를 차지하는가?
• RQ4 왜 H 및 HeI 발광선은 극화되지 않았는 데도 그 P Cygni 흡수 성분은 산란된 빛에서 4배로 증폭되었는가?
• RQ5 별의 자전과 클러스터 역학을 기반으로, 극화 감지 이후 DAC 또는 간섭계 클러스터로 나타나는 데까지의 시간 지연을 예측할 수 있는가?

주요 결과

• 극화로 감지 가능한 클러스터는 풍속 기저부 근처(r/R* = 1.3–2.5)에서 형성되며, 짧은 파장에서 자유-자유 흡수에 의해 극화가 억제된다.
• 클러스터의 전자 밀도는 ≥10¹³ cm⁻³이며, 평균 풍속 대비 최소 20배의 밀도 대비를 나타낸다.
• 클러스터는 주변 풍속보다 더 차가운 (~10,000 K) 것으로 나타나며, 극화 스펙트럼에서 발마어 및 파스chen 유도 흡수 특징이 부재함으로써 확인된다.
• 최대 클러스터는 전자 광학적 두께 0.1–1 및 각도 범위 0.1–1 스테르라디안을 가지며, 관측된 최대 극화도 약 0.4%를 생성하는 데 적합하다.
• 이 클러스터들은 풍속의 총 질량 손실률의 최대 2%를 차지한다.
• H 및 HeI 발광선은 극화되지 않았지만, 그 P Cygni 흡수 성분은 산란된 빛에서 4배로 증폭되었으며, 이는 클러스터 물질에서의 선호적 산란을 시사한다.