[論文レビュー] The spectroscopic evolution of the symbiotic star AG Draconis. I.The O VI Raman, Balmer, and helium emission line variations during the outburst of 2006-2008

S. N. Shore, G. M. Wahlgren+7 more|arXiv (Cornell University)|Dec 10, 2009

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 22被引用数 6

ひとこと要約

本研究は、2006–2008年の増光期における連星星AG Draconisの分光的進化を、可視光および紫外線スペクトルを用いて調査した。その結果、白色矮星の擬似光球が冷却・拡張することで、O VIラマン線が増光ピーク時に完全に消失したことが判明した。これは周囲のO+5イオン化領域が破壊されたことを示しており、He IおよびHe II線はラマン線と位相を同じくして変化したが、増光サイクル中には相対的強度に二重値の関係が見られ、以前に報告のなかった特徴的挙動を示した。

ABSTRACT

AG Dra is one of a small group of low metallicity S-type symbiotic binaries with K-type giants that undergoes occasional short-term outbursts of unknown origin. Our aim is to study the behavior of the white dwarf during an outburst using the optical Raman lines and other emission features in the red giant wind. The goal is to determine changes in the envelope and the wind of the gainer in this system during a major outburst event and to study the coupling between the UV and optical during a major outburst. Using medium and high resolution groundbased optical spectra and comparisons with archival $FUSE$ and $HST/STIS$ spectra, we study the evolution of the Raman O VI features and the Balmer, He I, and He II lines during the outburst from 2006 Sept. through 2007 May and include more recent observations (2009) to study the subsequent evolution of the source. The O VI Raman features disappeared completely at the peak of the major outburst and the subsequent variation differs substantially from that reported during the previous decade. The He I and He II lines, and the Balmer lines, vary in phase with the Raman features but there is a double-valuedness to the He I 6678, 7065 relative to the O VI Raman 6825Å variations in the period between 2006-2008 that has not been previously reported. The variations in the Raman feature ratio through the outburst interval are consistent with the disappearance of the O VI FUV resonance wind lines from the white dwarf and of the surrounding O$^{+5}$ ionized region within the red giant wind provoked by the expansion and cooling of the white dwarf photosphere.

研究の動機と目的

• 連星星AG Draconisにおける主な増光期における白色矮星およびその周囲のイオン化風の物理的変化を理解すること。
• 増光期および減光期における紫外線と可視光の発光特徴、特にO VIラマン線の相関関係を調査すること。
• バルマー線、He I、He II線の観測された変化が、系のイオン化構造および風のダイナミクスの変化と関連しているかどうかを特定すること。
• 赤巨星風および追加の吸収体が、ラマン線プロファイルおよびその進化に与える影響を評価すること。

提案手法

• 2006年9月から2007年5月にかけて、地上望遠鏡を用いた中分解能および高分解能可視光スペクトルの取得と解析を行い、2009年のデータを追加して増光後の進化を追跡した。
• FUSEおよびHST/STISのアーカイブ紫外スペクトルと比較することで、可視光と遠紫外の挙動を相関させた。
• FUSEおよびHST/STISデータを用いて、O VI共鳴線の変動と、可視光におけるラマン散乱特徴との関係を検討した。
• Nahar & Prasad (2003)の再結合係数と電子密度推定値（約10^8 cm^-3）を用いて、O+5領域の再結合時間スケールをモデル化し、観測された増光期間と整合した。
• FUV領域（例：C II、S I）における非恒星的吸収特徴の可能性と、それらがラマン線の効率およびプロファイル歪みに与える影響を評価した。
• [O III]線の消失とHe II 6682Å線のHe I 6678Å線に対する相対的挙動を用いて、増光期における風の光学厚さおよびイオン化状態を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 2006–2008年のAG Draconisの増光ピーク時に、O VIラマン線が完全に消失する原因は何ですか？
• RQ2 He IおよびHe II発光線の変化がO VIラマン線の挙動とどのように相関しているか。特に、2006–2008年の間、相対的強度に二重値の関係が見られた場合、これはイオン化状態または風構造に何を示唆していますか？
• RQ3 白色矮星の光球および風のダイナミクスの変化（拡張および冷却）が、観測されたスペクトル的進化をどの程度説明できるでしょうか？
• RQ4 赤巨星風内に存在する追加の吸収体（中性およびイオン化）が、ラマン線プロファイルおよび比率をどのように変化させているか。
• RQ5 O+5領域の再結合時間スケール（電子密度n_e ~ 10^8 cm^-3）が、観測された増光期間と比較してどうなっているか。これは、高イオン化特徴の持続性およびイオン化状態にどのような含意を持たせますか？

主な発見

• 2006–2008年の増光ピーク時に、6825 Åおよび7080 ÅのO VIラマン線特徴が完全に消失した。これは白色矮星周囲のO+5イオン化領域が完全に抑制されたことを示している。
• FUSEおよびHST/STISデータによる確認により、紫外線領域のO VI共鳴線の消失は、増光期に白色矮星の擬似光球が拡張・冷却したことに起因していることが一致した。
• He IおよびHe II発光線はO VIラマン線と位相を同じくして変化したが、2006–2008年の間、特にHe I 6678 Åおよび7065 Å線の相対的強度に二重値の関係が見られ、以前に報告のなかった特徴的挙動を示した。
• 2008年6月のデータでは、He II 6682 Å線がHe I 6678 Å線に対して相対的に強化されていることが示され、減光期にイオン化状態の変化が生じた可能性を示唆したが、同時期の紫外スペクトルは欠落している。
• 電子密度が約10^8 cm^-3の場合のO+5領域の再結合時間スケール（推定で約4か月）は、観測された増光期間と一致しており、イオン化領域が増光の時間スケールで再結合することを支持する。
• [O III]線が存在しないことは、イオン化されているはずの領域であるが、電子密度および再結合条件が観測されたスペクトル的変化と整合しており、衝撃加熱に基づくモデルに反する。