[논문 리뷰] What's the nature of sdA stars?

Ingrid Pelisoli, S. O. Kepler외 2명|arXiv (Cornell University)|2016. 10. 18.

Stellar, planetary, and galactic studies인용 수 3

한 줄 요약

이 논문은 주계열 이하 표면 중력도(log g ≈ 5.0–6.5)를 가지지만 A형 스펙트럼 특징을 보이는 백색왜성 후보(sdA 별)의 성격을 조사하여, 이들이 주계열 A형 별이 아니라 극히 낮은 질량(ELM) 백색왜성 인구의 냉각된 연장선일 가능성이 높다는 것을 밝힌다. 스펙트럼 모델의 한계로 인해 표면 중력도(log g) 값이 과대평가될 수 있으며, ELM 별의 반지름을 가정할 경우 이들의 색, 거리, 속도가 디스크 인구와 일치함을 확인할 수 있으나, SDSS 부스펙트럼에서는 반경 속도 변화가 아직 관측되지 않았다.

ABSTRACT

White dwarfs with log g lower than 7.0 are called Extremely Low Mass white dwarfs (ELMs). They were first found as companions to pulsars, then to other white dwarfs and main sequence stars (The ELM Survey: 2010 to 2016), and can only be formed in interacting binaries in the age of the Universe. In our SDSS DR12 white dwarf catalog (Kepler et al. 2016), we found a few thousand stars in the effective temperature and surface gravity ranges attributed to ELMs. We have called these objects sdAs, alluding to their narrow hydrogen line spectra showing sub-main sequence log g. One possible explanation for the sdAs is that they are ELMs. Increasing the ELMs sample would help constrain the number of close binaries in the Galaxy. Interestingly, if they turn out to be A stars with an overestimated log g, the distance modulus would put these young stars in the Galaxy's halo.

연구 동기 및 목표

• SDSS DR12에서 발견된 A형 스펙트럼과 주계열 이하 log g를 가진 객체인 sdA 별의 성격을 규명하기 위해.
• sdA 별이 log g가 과대평가된 주계열 A형 별인지, 아니면 극히 낮은 질량(ELM) 백색왜성인지 판단하기 위해.
• sdA 별의 관측된 색, 자기운동, 속도가 ELM 별 또는 A형 별과 일치하는지 평가하기 위해.
• 모델 불확실성(예: 금속성, He 농도, 충돌에 의한 라인 너비 증가 등)이 log g 결정에 미치는 영향을 평가하기 위해.

제안 방법

• 태양 농도를 가진 수소가 주된 성분인 대기 모델을 사용하여 SDSS DR12 스펙트럼(T_eff: 8000–20,000 K, log g: 3.5–8.0)을 스펙트럼 피팅하기 위해.
• SDSS ugriz 및 GALEX FUV/NUV magnitude를 사용하여 기상 보정 및 색상 분석을 수행하기 위해.
• 색상-색상 다이어그램(u-g 대 g-r 및 fuv-nuv 대 nuv-g)을 사용하여 sdA 별을 알려진 ELM 별과 A형 별과 비교하기 위해.
• SDSS 및 APOP 카탈로그 데이터를 이용하여 자기운동과 속도를 추정하여 디스크 또는 할로우 인구의 운동학적 성질을 테스트하기 위해.
• SDSS 부스펙트럼에서 관측된 반경 속도 변화를 ELM 이중성에서 기대되는 값(중위수 반폭약 ~220 km/s)과 비교하기 위해.
• 냉각된 수소선에서의 충돌에 의한 라인 너비 증가 효과를 모델링하기는 하였으나, 엄밀한 계산이 부족하여 아직 완전히 구현되지 않았다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 sdA 별은 log g가 과대평가된 주계열 A형 별인가, 아니면 극히 낮은 질량(ELM) 백색왜성인가?
• RQ2 스펙트럼적으로 유도된 log g > 5.0임에도 불구하고 sdA 별이 낮은 log g를 가진 천체와 유사한 색을 가지는 이유는 무엇인가?
• RQ3 sdA 별의 운동학적 성질(자기운동, 속도)은 디스크 또는 할로우 인구를 지지하는가? 이는 가정된 반지름에 따라 어떻게 달라지는가?
• RQ4 ELM 이중성에서 예상되는 반경 속도 변화가 관측되지 않는 이유는 무엇인가, 특히 SDSS 부스펙트럼에서?
• RQ5 모델의 불확실성(예: 금속성, He 농도, 충돌에 의한 라인 너비 증가 등)이 sdA 별의 log g 결정에 얼마나 기여하는가?

주요 결과

• 1010개의 sdA 별 샘플은 알려진 ELM 별보다 더 냉각된 색을 보이며, 아직 탐지되지 않은 냉각된 ELM 인구의 존재 가능성을 시사한다.
• 스펙트럼적으로 log g > 5.0임에도 불구하고 sdA 별은 색상-색상 다이어그램에서 log g = 5.0 모델 선 아래에 위치하여 log g 값의 과대평가 가능성이 있음을 시사한다.
• 주계열 반지름을 가정할 경우 sdA 별은 거리와 속도에서 일관성이 없으며, 많은 경우 할로우에 속하고 알려진 항성 인구와 일치하지 않는 고속도를 보인다.
• ELM 반지름(20배 작음)을 가정할 경우 거리와 속도는 얇은 디스크 및 두꺼운 디스크 분포와 일치하며, ELM 가설을 지지한다.
• SDSS 부스펙트럼에서 반경 속도 변화가 관측되지 않는 것은 이중성 운동의 부재 때문이 아니라, 신호 대 잡음 비율이 낮고 관측 시간이 짧기 때문일 가능성이 높다.
• 모델 불확실성—특히 고려되지 않은 He 농도와 충돌에 의한 라인 너비 증가—는 log g 과대평가에 기여할 가능성이 있으며, 이는 A형 별 가설을 약화시킨다.