본 연구에서는 공생별의 Bowen 형광 방출선에 대한 연구는 물리적 조건 파악의 측면에서 중요하나, 최근 활발하지 않다는 점에 주목했다. 이에 공생별 V1016 Cyg에 나타난 Bowen 형광 방출선 자료에 대한 분석을 진행하고, V1016 Cyg의 방출 특성과 형광 기작 효율, 주요 들뜸 기작을 파악하고 천체의 물리적 조건을 연구했다. V1016 Cyg의 관측 자료는 형식과 Aller가 미국 릭(Lick) 천문대의 3-m Shane 망원경에 부착되어 있는 Hamilton Echelle 분광기(HES)를 이용하여 얻었다. 관측 시각은 2001년 8월 30일 ...
본 연구에서는 공생별의 Bowen 형광 방출선에 대한 연구는 물리적 조건 파악의 측면에서 중요하나, 최근 활발하지 않다는 점에 주목했다. 이에 공생별 V1016 Cyg에 나타난 Bowen 형광 방출선 자료에 대한 분석을 진행하고, V1016 Cyg의 방출 특성과 형광 기작 효율, 주요 들뜸 기작을 파악하고 천체의 물리적 조건을 연구했다. V1016 Cyg의 관측 자료는 형식과 Aller가 미국 릭(Lick) 천문대의 3-m Shane 망원경에 부착되어 있는 Hamilton Echelle 분광기(HES)를 이용하여 얻었다. 관측 시각은 2001년 8월 30일 UT 09:36:30(위상 φ=0.88)와 2002년 8월 11일 UT 09:06:50(φ=0.61)이고 노출시간은 각각 1,200초, 3,600초이다. 본 연구는 위의 관측 자료를 전처리(reduction)한 것을 이용하여 연구했다. 그 결과 O III Bowen 방출선을 2001년의 관측에서는 3개, 2002년의 관측에서는 6개 동정할 수 있었다. 백색왜성이 관측자에 더 가까운 위치에 놓인 2001년 관측자료(φ=0.88)가 2002년(φ=0.61)보다 방출선의 평균 플럭스는 더 약했으나, 반치전폭(FWHM)은더 넓게 측정되는 경향성을 보였다. HM Sge와 RR Tel과의 플럭스 비교에서 V1016 Cyg는 다른 천체보다 플럭스가 약했으나, RR Tel과 비슷한 경향을 보였으며 3444.06Å선은 다른 천체에 비하여 강도가 약하지 않았다. 이를 통해 V1016 Cyg는 다른 공생별보다 303.800Å의 광자로 인해 나타나는 O1 과정의 들뜸이 상대적으로 강할 것으로 추정했다. 또한 AG Peg보다 방출 영역의 온도가 더 높다는 결론도 얻었다. 반치전폭(FWHM) 비교에서는 일반적으로 복합적으로 구성되었다고 여겨지는 AG Peg보다도 넓은 경향을 볼 때, V1016 Cyg는 운동학적으로 더 복잡한 구조를 가질 것이다. 관측 파장 영역의 한계로 인해 He II 라이먼-알파선의 세기를 Storey and Hummer(1995)의 “case B” 방법을 이용하여 이론적으로 추정하였으며, 라이먼-알파선이 O III Bowen 방출선으로 변하는 비율을 Saraph and Seaton(1980)의 Bowen 형광 기작 효율을 이용하여 계산했다. 그 결과 O1 과정에 해당하는 Bowen 형광 기작 효율은 0.257로 나타났다. 이는 D형 공생별인 HM Sge와 RR Tel과 비슷한 값이었으며, S형 공생별인 AG Peg보다는 작았다. 그러나 형광 기작 효율과 전자 온도는 반비례하므로, V1016 Cyg는 다른 천체보다 매우 높은 형광 기작 효율을 보이는 것으로 볼 수 있다. 위의 결과를 바탕으로 본 연구에서는 O1 과정으로 인한 O III Bowen 방출선의 세기가 강하므로, V1016 Cyg은 다른 공생별보다 H II 지역의 온도가 높은 환경이라는 결론을 얻었다. 또한 이를 통해 V1016 Cyg는 백색왜성의 자외선 광전리만으로는 설명할 수 없는 이온화 영역을 가지고 있다는 결론도 얻었다. O3 과정으로 인한 O III Bowen 방출선은 들뜸 과정에서 Bowen 기작보다는 전하 교환(charge exchange)같은 또 다른 기작이 더 큰 영향을 주는 것으로 추정하였다. 따라서 V1016 Cyg가 다른 공생별보다 비교적 H II 지역의 온도가 높아 O3 과정보다는 O1 과정으로 인한 Bowen 형광 기작이 활발하며, 전하 교환 작용도 부수적으로 일어나는 쌍성이라는 결론을 얻었다. 이는 다른 천체를 대상으로 한 연구에서도 동일한 결과를 보였다.
본 연구에서는 공생별의 Bowen 형광 방출선에 대한 연구는 물리적 조건 파악의 측면에서 중요하나, 최근 활발하지 않다는 점에 주목했다. 이에 공생별 V1016 Cyg에 나타난 Bowen 형광 방출선 자료에 대한 분석을 진행하고, V1016 Cyg의 방출 특성과 형광 기작 효율, 주요 들뜸 기작을 파악하고 천체의 물리적 조건을 연구했다. V1016 Cyg의 관측 자료는 형식과 Aller가 미국 릭(Lick) 천문대의 3-m Shane 망원경에 부착되어 있는 Hamilton Echelle 분광기(HES)를 이용하여 얻었다. 관측 시각은 2001년 8월 30일 UT 09:36:30(위상 φ=0.88)와 2002년 8월 11일 UT 09:06:50(φ=0.61)이고 노출시간은 각각 1,200초, 3,600초이다. 본 연구는 위의 관측 자료를 전처리(reduction)한 것을 이용하여 연구했다. 그 결과 O III Bowen 방출선을 2001년의 관측에서는 3개, 2002년의 관측에서는 6개 동정할 수 있었다. 백색왜성이 관측자에 더 가까운 위치에 놓인 2001년 관측자료(φ=0.88)가 2002년(φ=0.61)보다 방출선의 평균 플럭스는 더 약했으나, 반치전폭(FWHM)은더 넓게 측정되는 경향성을 보였다. HM Sge와 RR Tel과의 플럭스 비교에서 V1016 Cyg는 다른 천체보다 플럭스가 약했으나, RR Tel과 비슷한 경향을 보였으며 3444.06Å선은 다른 천체에 비하여 강도가 약하지 않았다. 이를 통해 V1016 Cyg는 다른 공생별보다 303.800Å의 광자로 인해 나타나는 O1 과정의 들뜸이 상대적으로 강할 것으로 추정했다. 또한 AG Peg보다 방출 영역의 온도가 더 높다는 결론도 얻었다. 반치전폭(FWHM) 비교에서는 일반적으로 복합적으로 구성되었다고 여겨지는 AG Peg보다도 넓은 경향을 볼 때, V1016 Cyg는 운동학적으로 더 복잡한 구조를 가질 것이다. 관측 파장 영역의 한계로 인해 He II 라이먼-알파선의 세기를 Storey and Hummer(1995)의 “case B” 방법을 이용하여 이론적으로 추정하였으며, 라이먼-알파선이 O III Bowen 방출선으로 변하는 비율을 Saraph and Seaton(1980)의 Bowen 형광 기작 효율을 이용하여 계산했다. 그 결과 O1 과정에 해당하는 Bowen 형광 기작 효율은 0.257로 나타났다. 이는 D형 공생별인 HM Sge와 RR Tel과 비슷한 값이었으며, S형 공생별인 AG Peg보다는 작았다. 그러나 형광 기작 효율과 전자 온도는 반비례하므로, V1016 Cyg는 다른 천체보다 매우 높은 형광 기작 효율을 보이는 것으로 볼 수 있다. 위의 결과를 바탕으로 본 연구에서는 O1 과정으로 인한 O III Bowen 방출선의 세기가 강하므로, V1016 Cyg은 다른 공생별보다 H II 지역의 온도가 높은 환경이라는 결론을 얻었다. 또한 이를 통해 V1016 Cyg는 백색왜성의 자외선 광전리만으로는 설명할 수 없는 이온화 영역을 가지고 있다는 결론도 얻었다. O3 과정으로 인한 O III Bowen 방출선은 들뜸 과정에서 Bowen 기작보다는 전하 교환(charge exchange)같은 또 다른 기작이 더 큰 영향을 주는 것으로 추정하였다. 따라서 V1016 Cyg가 다른 공생별보다 비교적 H II 지역의 온도가 높아 O3 과정보다는 O1 과정으로 인한 Bowen 형광 기작이 활발하며, 전하 교환 작용도 부수적으로 일어나는 쌍성이라는 결론을 얻었다. 이는 다른 천체를 대상으로 한 연구에서도 동일한 결과를 보였다.
Apparently, recent researchers appear lost interests in Bowen Fluorescence Lines of Symbiotic Stars. Hence, this study analyzed the data of Bowen Fluorescence Lines observed in the Symbiotic Star V1016 Cyg to investigate the physical conditions of V1016 Cyg by comprehending of emission characteristi...
Apparently, recent researchers appear lost interests in Bowen Fluorescence Lines of Symbiotic Stars. Hence, this study analyzed the data of Bowen Fluorescence Lines observed in the Symbiotic Star V1016 Cyg to investigate the physical conditions of V1016 Cyg by comprehending of emission characteristics, efficiency of Bowen mechanism and main pumping mechanism. Hyung and Aller secured the spectroscopic data of V1016 Cyg through 3-m Shane Telescope with the attached Hamilton Echelle Spectrograph(HES) at Lick Observatory. The observation dates are UT 09:36:30(phase φ=0.88) on the 30th of August, 2001 and UT 09:06:50(φ=0.61) on the 11th of August, 2002 and exposure times are 1,200 seconds and 3,600 seconds, respectively. This study was conducted based on the reduced data specified on the above. In 2001, three of OIII Bowen Fluorescence Lines were registered, while in 2002, six of those were available. That observed data in 2001(φ=0.88) when the White Dwarf(WD) was close to the observer, showed weak average flux intensity than that in 2002(φ=0.61). Meanwhile, the Full Width at Half Maximum(FWHM) in the former tended to be wider than the latter. Flux comparison with HM Sge and RR Tel, V1016 Cyg was weaker flux than the other stars, it also shows a somewhat similar tendency to RR Tel, except for that the strongest 3444.06Å flux in V1016 Cyg. Based on such results, we conclude that V1016 Cyg would be affected by relatively stronger pumping mechanism during the O1 process caused by 303.800Å photons than the other symbiotic stars. Moreover, the temperature of emission zone appears to be higher than that on AG Peg. Comparison of FWHMs showed that V1016 Cyg tended to be wider than AG Peg which was generally known to have complicate structural compounds. Hence, V1016 Cyg seems to have kinetically more complex structure. The optical zone of HES detector has limit on its optical wavelength region, so the unobservable UV zone of HeII Ly-α Lines had to be presumed to emit under the “case B” mechanism by Storey and Hummer(1995), and the rate of Ly-α Lines being transformed into OIII Bowen Lines, under such assumption, the efficiency of Bowen mechanism was calculated. As a result, Bowen mechanism efficiency, corresponding to the O1 process, is R=0.257. The efficiency value is similar to that of D-type Symbiotic stars, HM Sge and RR Tel, but lower than that of S-type Symbiotic Star AG Peg. However, efficiency of the Bowen Fluorescence Mechanism and electron temperature is in an inverse proportion relationship, hence much higher Bowen line intensities are expected in V1016 Cyg. In conclusion, the HII zone dimension of V1016 Cyg has higher temperature based on the analysis the strong O1 OIII Bowen Fluorescence Lines: V1016 Cyg has ionization process zones which are not explained by WD ultraviolet photoionization. OIII Bowen Fluorescence Lines by O3 process are appear to be affected by additional sources, such as Charge Exchange(CE). Therefore, we conclude that V1016 Cyg is a binary star where Bowen mechanism occurs more actively by O1 process, rather than by O3 process, due to relatively higher temperature in HII area compared to other Symbiotic Stars, while CE occurs as collateral. The findings coincide with the previous researches against other objects.
Apparently, recent researchers appear lost interests in Bowen Fluorescence Lines of Symbiotic Stars. Hence, this study analyzed the data of Bowen Fluorescence Lines observed in the Symbiotic Star V1016 Cyg to investigate the physical conditions of V1016 Cyg by comprehending of emission characteristics, efficiency of Bowen mechanism and main pumping mechanism. Hyung and Aller secured the spectroscopic data of V1016 Cyg through 3-m Shane Telescope with the attached Hamilton Echelle Spectrograph(HES) at Lick Observatory. The observation dates are UT 09:36:30(phase φ=0.88) on the 30th of August, 2001 and UT 09:06:50(φ=0.61) on the 11th of August, 2002 and exposure times are 1,200 seconds and 3,600 seconds, respectively. This study was conducted based on the reduced data specified on the above. In 2001, three of OIII Bowen Fluorescence Lines were registered, while in 2002, six of those were available. That observed data in 2001(φ=0.88) when the White Dwarf(WD) was close to the observer, showed weak average flux intensity than that in 2002(φ=0.61). Meanwhile, the Full Width at Half Maximum(FWHM) in the former tended to be wider than the latter. Flux comparison with HM Sge and RR Tel, V1016 Cyg was weaker flux than the other stars, it also shows a somewhat similar tendency to RR Tel, except for that the strongest 3444.06Å flux in V1016 Cyg. Based on such results, we conclude that V1016 Cyg would be affected by relatively stronger pumping mechanism during the O1 process caused by 303.800Å photons than the other symbiotic stars. Moreover, the temperature of emission zone appears to be higher than that on AG Peg. Comparison of FWHMs showed that V1016 Cyg tended to be wider than AG Peg which was generally known to have complicate structural compounds. Hence, V1016 Cyg seems to have kinetically more complex structure. The optical zone of HES detector has limit on its optical wavelength region, so the unobservable UV zone of HeII Ly-α Lines had to be presumed to emit under the “case B” mechanism by Storey and Hummer(1995), and the rate of Ly-α Lines being transformed into OIII Bowen Lines, under such assumption, the efficiency of Bowen mechanism was calculated. As a result, Bowen mechanism efficiency, corresponding to the O1 process, is R=0.257. The efficiency value is similar to that of D-type Symbiotic stars, HM Sge and RR Tel, but lower than that of S-type Symbiotic Star AG Peg. However, efficiency of the Bowen Fluorescence Mechanism and electron temperature is in an inverse proportion relationship, hence much higher Bowen line intensities are expected in V1016 Cyg. In conclusion, the HII zone dimension of V1016 Cyg has higher temperature based on the analysis the strong O1 OIII Bowen Fluorescence Lines: V1016 Cyg has ionization process zones which are not explained by WD ultraviolet photoionization. OIII Bowen Fluorescence Lines by O3 process are appear to be affected by additional sources, such as Charge Exchange(CE). Therefore, we conclude that V1016 Cyg is a binary star where Bowen mechanism occurs more actively by O1 process, rather than by O3 process, due to relatively higher temperature in HII area compared to other Symbiotic Stars, while CE occurs as collateral. The findings coincide with the previous researches against other objects.
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