[論文レビュー] The long-period Galactic Cepheid RS Puppis - II. 3D structure and mass of the nebula from VLT/FORS polarimetry

P. Kervella, A. Mérand+8 more|arXiv (Cornell University)|Mar 12, 2012

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 34被引用数 6

ひとこと要約

本研究では、VLT/FORS2偏光測定を用いて、長周期セフェイド星RS Pupの周りのほこりを含むネビュラの3次元構造を再構築し、星を中心としない不規則で幾何学的に薄いほこり層であることが判明した。得られたほこり質量は$2.9 \pm 0.9\,M_\odot$、全質量は$290 \pm 120\,M_\odot$であり、ネビュラは星からの質量放出ではなく、銀河間雲からの起源であると示唆される。セフェイド星は放射圧または星風によってネビュラの形状を形成した可能性がある。

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.

研究の動機と目的

• 光エコーを用いた正確な距離測定に不可欠な、RS Pupの周囲ネビュラの三次元幾何構造を特定すること。
• ネビュラの全質量（ほこりとガスを含む）を推定し、その起源を制約すること。
• ネビュラがRS Pupからの質量放出に起因するのか、それとも事前に存在していた銀河間雲に起因するのかを評価すること。
• セフェイド星が放射圧または星風によってネビュラの構造をどのように形作っているかを調査すること。
• 将来的な高精度な距離測定のための光エコーモデリングに役立つ幾何的基盤を提供すること。

提案手法

• VLT/FORS2を用いた撮像偏光測定を実施し、全波長板とウォラストンプリズムを用いて、ネビュラ全域における線形偏光の度合いと位置角を測定した。
• 偏光特性をマッピングすることで、観測者からの視線および天球面に対して相対するほこり粒子の散乱幾何学的配置を推定した。
• NTT/EMMIによる直接撮像（論文I）と偏光データを組み合わせ、ほこりの3次元分布を制約した。
• 簡単な散乱モデルを用いて、偏光マップから光学厚さとほこり質量を導出した。
• 全ガスとほこりの質量を推定するため、ほこり対ガス質量比を$1.0 \pm 0.3\%$と仮定した。
• アーカイブのCFHT画像を用いて数十年にわたるネビュラ構造の安定性を検証し、顕著な進化がないことを確認した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 RS Pupの周囲を囲むほこりを含むネビュラの三次元構造は何か？また、星を中心として対称的であるか？
• RQ2 ネビュラ内の全ほこりとガスの質量は何か？また、RS Pupが噴出可能な質量を上回っているか？
• RQ3 質量と幾何学的形状に基づいて、ネビュラの起源は銀河間雲由来か、星由来か？
• RQ4 セフェイド星が放射圧または星風によってネビュラの形状をどれほど形作っているか？
• RQ5 ネビュラの幾何学的形状を用いて、光エコーモデリングによりRS Pupまでの正確な距離を導出できるか？

主な発見

• ネビュラは中心対称性のない不規則で幾何学的に薄いほこり層を示しており、これは球対称的な質量放出の残渣ではないことを示している。
• RS Pupから1.8弧分以内の全ほこり質量は、偏光マップと散乱モデルから得られた$2.9 \pm 0.9\,M_\odot$である。
• ネビュラ内の全ガスとほこりの質量は、$1.0 \pm 0.3\%$のほこり対ガス比を仮定した場合、$290 \pm 120\,M_\odot$と推定された。
• 高い質量は、星由来の起源を排除し、物質の大部分が銀河間雲由来である可能性を強く支持する。
• 中心対称性の欠如とほこり層の薄さは、セフェイド星が放射圧または星風によってネビュラを形作った可能性を示唆するが、質量の大部分は星が寄与したわけではない。
• ネビュラはRS Pupの質量放出の産物ではなく、密度の高い銀河間雲であると想定される。これは、星の形成雲の残渣または一時的に埋め込まれた構造であり、このようなセフェイド-ネビュラ連星の希少性を説明する。