[论文解读] Ultraviolet and visible spectropolarimetric variability in P Cygni

K. H. Nordsieck, John P. Wisniewski+10 more|arXiv (Cornell University)|Feb 5, 2001

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用 4

一句话总结

本研究利用同时获得的WUPPE与HPOL观测数据，分析了P Cygni星在紫外和可见光波段的谱偏振变异性，发现偏振可探测的风团块形成于风的基底附近（r/R* = 1.3–2.5），其电子密度≥10¹³ cm⁻³，温度约为10,000 K，光学深度为0.1–1。这些团块最多仅占质量损失的2%，但使P Cygni吸收加深四倍，而发射线则保持非偏振状态。

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.

研究动机与目标

• 利用同时获得的紫外与可见光谱偏振测量，表征P Cygni星瞬态风不均匀性（团块）的物理特性。
• 通过多波段数据与偏振律，将恒星固有偏振与星际前景偏振分离。
• 研究偏振团块与其它观测现象（如离散吸收组分DACs与干涉测量团块）之间的关系。
• 通过偏振波长依赖性与谱线行为，约束团块的几何形态、光学深度、质量分数与温度。
• 为未来大质量恒星偏振风结构的辐射转移建模提供观测约束。

提出的方法

• 利用来自亚特兰蒂斯号航天飞机任务Astro-1与Astro-2的四次真空紫外谱偏振观测数据。
• 结合来自皮内布拉夫天文台HPOL CCD谱偏振仪的15次可见光波段观测数据，每批次Astro-2的WUPPE观测均包含三次同时观测。
• 采用两种独立方法进行星际偏振修正：1800 Å处FeIII线遮蔽法与假设Hα发射非偏振的假设。
• 使用修正的Serkowski律（WLR）拟合星际偏振，参数为：p_max = 1.17±0.03%，λ_max = 5100±100 Å，PA = 35.1°，位置角旋转率 -0.8±0.5°/μm⁻¹。
• 通过分析固有偏振的波长依赖性，推断团块的电子密度（基于自由-自由吸收）与电离态（基于无束缚-自由特征）。
• 利用最大观测偏振所确定的角度范围与光学深度约束，估算团块的几何形态与质量分数。

实验结果

研究问题

• RQ1 产生P Cygni星中可探测线性偏振的风团块的物理条件（密度、温度、光学深度）是什么？
• RQ2 偏振团块的特性如何与离散吸收组分（DACs）及干涉测量团块相关联？
• RQ3 偏振可探测团块占风总质量损失的比例是多少？
• RQ4 为何H与HeI发射线保持非偏振，而其P Cygni吸收特征在散射光中增强？
• RQ5 能否基于恒星自转与团块动力学，预测偏振检测与后续作为DAC或干涉团块出现之间的时间延迟？

主要发现

• 偏振可探测团块形成于径向距离r/R* = 1.3–2.5处，位于风的基底附近，此处自由-自由吸收抑制了短波长处的偏振。
• 团块的电子密度≥10¹³ cm⁻³，表明其密度对比度至少为20倍于平均风密度。
• 团块温度较周围风更低（约10,000 K），这由偏振谱中未见巴尔默与帕邢系束缚-自由吸收特征所证实。
• 最大团块的电子光学深度为0.1–1，角大小为0.1–1立体角，与观测到的最大偏振度约0.4%一致。
• 这些团块最多仅占风总质量损失率的2%。
• 尽管H与HeI发射线保持非偏振，但其P Cygni吸收成分在散射光中增强了四倍，表明散射主要来自团块物质。