[논문 리뷰] The Circumstellar Disk of the Be Star $o$~Aquarii

T. A. A. Sigut, C. Tycner외 2명|arXiv (Cornell University)|2015. 10. 07.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 34인용 수 8

한 줄 요약

이 연구는 2007–2014년 동안의 Hα 간섭계 및 스펙트로스코피 관측 자료와 근적외선 SED 자료를 결합하여 Be 항성 o Aquarii의 원형성주위 디스크의 물리적 성질을 제약한다. bedisk 및 beray 코드를 사용한 최적의 모델은 디스크 기울기가 75°±3°이며 질량은 1.8×10⁻¹⁰ M☉, 각운동량은 1.6×10⁻⁸ J*로 나타나며, Hα 프로파일 안정성과 Mg ii λ4481의 중심 준방출 특징과 일관된다.

ABSTRACT

Omicron Aquarii is late-type, Be shell star with a stable and nearly symmetric H$α$ emission line. We combine H$α$ interferometric observations obtained with the Navy Precision Optical Interferometer (NPOI) covering 2007 through 2014 with H$α$ spectroscopic observations over the same period and a 2008 observation of the system's near-infrared spectral energy distribution to constrain the properties of $o$~Aqr's circumstellar disk. All observations are consistent with a circumstellar disk seen at an inclination of $75\pm\,3^{\circ}$ with a position angle on the sky of $110\pm\,8^{\circ}$ measured E from N. From the best-fit disk density model, we find that 90\% of the H$α$ emission arises from within $9.5$ stellar radii, and the mass associated with this H$α$ disk is $\sim 1.8 imes10^{-10}$ of the stellar mass and the associated angular momentum, assuming Keplerian rotation for the disk, is $\sim 1.6 imes10^{-8}$ of the total stellar angular momentum. The occurrence of a central quasi-emission (CQE) feature in Mg\,{\sc ii} $λ\,4481$ is also predicted by this best-fit disk model and the computed profile compares successfully with observations from 1999. To obtain consistency between the H$α$ line profile modelling and the other constraints, it was necessary in the profile fitting to weight the line core (emission peaks and central depression) more heavily than the line wings, which were not well reproduced by our models. This may reflect the limitation of assuming a single power-law for the disk's equatorial density variation. The best-fit disk density model for $o$~Aqr predicts that H$α$ is near its maximum strength as a function of disk density, and hence the H$α$ equivalent width and line profile change only weakly in response to large (factor of $\sim 5$) changes in the disk density.

연구 동기 및 목표

• 다양한 시기의 Hα 간섭계 및 스펙트로스코피 자료를 이용하여 Be 항성 o Aquarii의 원형성주위 디스크의 물리적 구조를 규명하는 것.
• Hα 선형형, 간섭계 볼륨, 근적외선 SED, 그리고 Mg ii λ4481 중심 준방출 특징(CQE)의 제약 조건을 통합된 디스크 모델로 통합하는 것.
• 디스크 밀도 변화에 따른 Hα 등가폭 및 프로파일 형상의 민감도를 시험하여 o Aquarii의 Hα 방출 프로파일 안정성 평가.
• 디스크의 등방성 구조를 모델링할 때 단일 거듭제곱법 밀도 프로파일 가정의 한계 평가.

제안 방법

• 2007–2014년 기간 동안 미국 해군 정밀 광학 간섭계(NPOI)에서 확보한 Hα 간섭계 볼륨 자료를 이용해 디스크 기하학적 구조 및 밀도를 제약한다.
• 로웰 천문대의 태양 기반 스펙트로그래프에서 확보한 2005–2014년 Hα 스펙트로스코피 자료는 선형형 정보(등가폭 및 프로파일 형상 포함)를 제공한다.
• 2008년의 근적외선 SED 자료를 이용해 디스크의 열복사 및 반경 방향 범위를 제약한다.
• bedisk 및 beray 수치 코드를 사용해 거리에 따른 거듭제곱 법칙에 의한 밀도 구조 ρ ∝ r⁻ⁿ를 모델링하며, ρ₀(기본 밀도), n(거듭제곱 지수), R_d(디스크 반경)를 매개변수로 사용한다.
• 모델 피팅 과정에서 선 핵(방출 피크 및 중심 부정)에 더 높은 가중치를 부여하여 관측된 Hα 프로파일과의 일치도를 향상시킨다.
• 모델 예측을 1999년 Mg ii λ4481 CQE 관측 결과와 비교하여 고기울기 디스크 기하학 구조와의 일관성 여부를 시험한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 Hα 간섭계 및 스펙트로스코피를 통해 제약된 o Aquarii의 원형성주위 디스크의 기울기 및 위치각은 무엇인가?
• RQ2 디스크 질량 및 각운동량은 관측된 Hα 방출 강도 및 9년 간의 안정성과 어떻게 관련되어 있는가?
• RQ3 단일 거듭제곱법 밀도 모델이 관측된 Hα 선형형, 간섭계 볼륨, 근적외선 SED, 그리고 Mg ii λ4481 CQE 특징을 모두 재현할 수 있는가?
• RQ4 왜 o Aquarii의 Hα 선형형은 시간이 지나도 매우 안정적인가? 이는 디스크의 밀도 구조와 어떻게 관련되어 있는가?
• RQ5 단일 거듭제곱법 밀도 프로파일 가정의 한계가 Hα 프로파일 피팅 정확도에 얼마나 큰 영향을 미치는가?

주요 결과

• o Aquarii의 원형성주위 디스크는 75°±3° 기울기이며, 북쪽으로부터 동쪽으로 측정한 위치각은 110°±8°이다.
• Hα 방출의 90%는 9.5개의 항성 반경 이내에서 기인하며, 이는 디스크가 약 25 R*까지 연장되더라도 방출 영역이 압축되어 있음을 시사한다.
• Hα 방출과 관련된 디스크 질량은 1.8×10⁻¹⁰ M☉이며, 각운동량은 1.6×10⁻⁸ J*이다(여기서 M* 및 J*는 항성의 질량 및 각운동량이다).
• 최적의 모델은 거듭제곱 지수 n=2.7일 때 Hα 방출 강도가 최대에 이르며, 이는 밀도 변화에 따른 Hα 등가폭 민감도가 낮은 이유(최대 약 5배 이내 변화)를 설명한다.
• 모델은 1999년 Mg ii λ4481 CQE 특징을 성공적으로 재현하여 고기울기 디스크 기하학 구조에 대한 강력한 지지를 제공한다.
• 선 핵에 더 높은 가중치를 두어 프로파일 피팅을 수행한 결과, 단일 거듭제곱법 밀도 가정의 한계가 특히 선 날개를 재현하는 데에 나타나는 것으로 나타났다.