2004년 3월 25일부터 4일 동안 보현산천문대의 1.8m 망원경과 BOES(Bohyunsan Optical Echelle Spectrograph)를 사용하여 AG Vir의 고분산 분광관측을 수행하고, 전위상에 걸쳐 총 59개의 스펙트럼을 얻었다. 쌍성계의 시선속도를 얻기 위하여, 교차상관함수(CCF; Cross-Correlation Function) 와 선폭증가함수(BF; Broadening Function)를 관측된 스펙트럼의 분석에 사용하였다. 이때, 교차상관함수 분석을 통하여 주성의 시선속도만을 얻을수 있었던 반면, 선폭증가함수 분석을 통하여 두 성분별의 시선속도를 모두 구할 수 있었다. 우리는 분광 궤도요소($K_1=90.5km/s$와 $K_2=258.8km/s$)와 Bell, Rainger, & Hilditch(1990)의 측광학적 해로부터 AG Vir의 절대 물리량을 다음과 같이 산출하였다. 즉, $M_1:1.99M_\bigodot,\;M_2:0.62M_\bigodot,\; R_1=2.21R_\bigodot,\;R_2=1.36R_\bigodot,\;L_1=13.17L_\bigodot$, 그리고 $L_2=3.47L_\bigodot$. 우리가 구한 각 성분별의 질량과 반경은 Bell, Rainger, & Hilditch(1990)의 값보다 더 크고, 광도 또한 더 밝다. 발표된 모든 시선속도곡선을 재분석한 결과, AG Vir의 시스템 속도는 약 ${\pm}8km/s$의 비교적 큰 편차를 나타낸다. 그러나 이 변화가 Qian(2001)이 제안한 제3 천체의 광시간 효과에 의해 일어난다고 단정 지을 수 있는 근거를 찾을 수는 없었다.
2004년 3월 25일부터 4일 동안 보현산천문대의 1.8m 망원경과 BOES(Bohyunsan Optical Echelle Spectrograph)를 사용하여 AG Vir의 고분산 분광관측을 수행하고, 전위상에 걸쳐 총 59개의 스펙트럼을 얻었다. 쌍성계의 시선속도를 얻기 위하여, 교차상관함수(CCF; Cross-Correlation Function) 와 선폭증가함수(BF; Broadening Function)를 관측된 스펙트럼의 분석에 사용하였다. 이때, 교차상관함수 분석을 통하여 주성의 시선속도만을 얻을수 있었던 반면, 선폭증가함수 분석을 통하여 두 성분별의 시선속도를 모두 구할 수 있었다. 우리는 분광 궤도요소($K_1=90.5km/s$와 $K_2=258.8km/s$)와 Bell, Rainger, & Hilditch(1990)의 측광학적 해로부터 AG Vir의 절대 물리량을 다음과 같이 산출하였다. 즉, $M_1:1.99M_\bigodot,\;M_2:0.62M_\bigodot,\; R_1=2.21R_\bigodot,\;R_2=1.36R_\bigodot,\;L_1=13.17L_\bigodot$, 그리고 $L_2=3.47L_\bigodot$. 우리가 구한 각 성분별의 질량과 반경은 Bell, Rainger, & Hilditch(1990)의 값보다 더 크고, 광도 또한 더 밝다. 발표된 모든 시선속도곡선을 재분석한 결과, AG Vir의 시스템 속도는 약 ${\pm}8km/s$의 비교적 큰 편차를 나타낸다. 그러나 이 변화가 Qian(2001)이 제안한 제3 천체의 광시간 효과에 의해 일어난다고 단정 지을 수 있는 근거를 찾을 수는 없었다.
We performed a new high-resolution spectroscopy of AG Vir for 4 nights from 25 March 2004 using the BOES (Bohyunsan Optical Echelle Spectrograph) attached to the 1.8-m reflector at Bohyunsan Optical Astronomy Observatory, and obtained a total of 59 spectra where all orbital phases are covered. To ge...
We performed a new high-resolution spectroscopy of AG Vir for 4 nights from 25 March 2004 using the BOES (Bohyunsan Optical Echelle Spectrograph) attached to the 1.8-m reflector at Bohyunsan Optical Astronomy Observatory, and obtained a total of 59 spectra where all orbital phases are covered. To get the radial velocities of the binary system, both method of the CCF (Cross-Co..elation Function)and the BF (Broadening Function) were applied to the analysis of all the observed spectra. From these, the CCF could calculate the radial velocities of the primary star alone, while the BF could determine those of the primary and the secondary components. New absolute dimensions were deduced with the combination of our spectroscopic orbital elements ($K_1=90.5km/s$와 $K_2=258.8$) and the photometric solutions of Bell, Rainger, & Hilditch (1990): $A_1,=1.99M_\bigodot,\;M_2=0.62M_\bigodot,\;R_1=2.21R_\bigodot,\;R_2=1.36R_\bigodot,\;L_1=13.17L_\bigodot,\;and\;L_2=3.47L_\bigodot$. Our absolute parameters are larger and brighter than those derived from Bell, Rainger, & Hilditch (1990). We re-analyzed all the previous radial-velocity curves of AG Vir and, as a result, can see that its system velocity scatters largely up to ${\pm}8km/s$. However, we, at present, cannot determine this as the light-time effect due to the third body, which was suggested as a cause of the orbital period changes by Qian (2001).
We performed a new high-resolution spectroscopy of AG Vir for 4 nights from 25 March 2004 using the BOES (Bohyunsan Optical Echelle Spectrograph) attached to the 1.8-m reflector at Bohyunsan Optical Astronomy Observatory, and obtained a total of 59 spectra where all orbital phases are covered. To get the radial velocities of the binary system, both method of the CCF (Cross-Co..elation Function)and the BF (Broadening Function) were applied to the analysis of all the observed spectra. From these, the CCF could calculate the radial velocities of the primary star alone, while the BF could determine those of the primary and the secondary components. New absolute dimensions were deduced with the combination of our spectroscopic orbital elements ($K_1=90.5km/s$와 $K_2=258.8$) and the photometric solutions of Bell, Rainger, & Hilditch (1990): $A_1,=1.99M_\bigodot,\;M_2=0.62M_\bigodot,\;R_1=2.21R_\bigodot,\;R_2=1.36R_\bigodot,\;L_1=13.17L_\bigodot,\;and\;L_2=3.47L_\bigodot$. Our absolute parameters are larger and brighter than those derived from Bell, Rainger, & Hilditch (1990). We re-analyzed all the previous radial-velocity curves of AG Vir and, as a result, can see that its system velocity scatters largely up to ${\pm}8km/s$. However, we, at present, cannot determine this as the light-time effect due to the third body, which was suggested as a cause of the orbital period changes by Qian (2001).
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문제 정의
우리는 이 연구를 통하여 충분한 시간 분해능으로 전위상에 걸쳐 골고루 관측된 시선속도곡선을 얻어 이 분광 자료와 더불어 이전에 출판된 모든 시선속도곡선를 분석함으로써 보다 신뢰할 수 있는 분광궤도 요소와 절대 물리량을 제시하고자 한다. 또한, 이 분석을 통하여 산출한 AG Vir의 질량중 심 시선 속도가 QianQOOl)이 제안한 바와같이 저]3 천체에 의한 것으로 간주할 수 있는 주기적인 변 화를 하는지 살펴보고자 한다.
우리는 이 연구를 통하여 충분한 시간 분해능으로 전위상에 걸쳐 골고루 관측된 시선속도곡선을 얻어 이 분광 자료와 더불어 이전에 출판된 모든 시선속도곡선를 분석함으로써 보다 신뢰할 수 있는 분광궤도 요소와 절대 물리량을 제시하고자 한다. 또한, 이 분석을 통하여 산출한 AG Vir의 질량중 심 시선 속도가 QianQOOl)이 제안한 바와같이 저]3 천체에 의한 것으로 간주할 수 있는 주기적인 변 화를 하는지 살펴보고자 한다.
가설 설정
火)032인 규칙적 인 주기변화가 중첩되 어 변화한다고 제안하였다. 그는 AG Vir의 규칙적인 공전주기 변화가 보이지 않는 저】3 천체에 의한 광시간 효과에 의해 생성된 것으로 해석하 고, 이 천체의 광시간 궤도를 원궤도로 가정하여 제3 천체의 최소 질량을 O.O79M0로 계산하였다. Qian(2001)이 제안한 것처럼, AG Vir의 궤도 공전주기가 제3 천체에 의해 주기적으로 변하고 있다 면, 쌍성계의 질량 중심은 삼중성계의 질량중심 주위로 궤도운동을 할 것이므로 분광관측에서 얻은 AG Vir의 질량 중심 시선 속도는 439의 주기로 시간에 따라 변할 것이다.
제안 방법
2004년 3월 25일부터 28일까지 4일간 보현산 천문대 1.8m 망원 경과 BOES를 이용하여 AG Vir의 분광관측을 수행하고 총 59개의 스펙트럼을 얻었다. BOES는 카세그레인 초점면에서 광섬유를 이용 하여 천체의 상을 분광실로 가져와서 분광을 수행 함으로써, 망원경 뒷면에 분광기를 부착하는 방식 의 분광기와는 달리 관측 중 망원경의 방향이 바뀌어도 관측된 영상의 CCD 표면에 놓이는 각 픽셀 에 따른 비교광원의 스펙트럼이 격자를 지나는 별빛의 위치가 항상 일정하기 때문에 스펙트럼의 파 장보정 영상은 CCD 표면에서 항상 같은 위치에 놓이게 된다.
관측 당시의 시상을 고려하여 우리는 30(也m 직경을 갖는 1번 광섬유를 사용하였고, 관측이 진행되는 동안 슬릿을 모니터 링하여 광섬유 안에 천체가 정확히 놓이도록 하였다. AG Vir의 관측과 더불어 시선 속도 표준성으로 HD89449(F6IV)을 사용하고, 플럭스 보정을 위하여 HR5501(B9.5V)과 HR3454(B3V)을 매 일 2장씩 관측하였다. 시선 속도 표준성은 관측 대상과 분광형이 비슷하고 관측성 근처에 위치한 것을 선택하였다.
BRH의 중분산분광관측의 경우에도 1988년 4월 28일부터 4일 동안의 관측으로부터 단지 13점의 두 성분에 대한 시선속도만을 획득하였을 뿐, 전위상에 걸쳐 골고루 관측이 이루어 지지 않았다. BRH는 AG Vir의 1990년 이전 연구결과를 자세히 정리하고, 그 들의 V 광전 광도곡선과 이중 시선속도곡선을 분석하여 AG Vir가 채택한 흑점 모형(hot spot과 cool spot)에 의존하며 두 성분이 로쉬로브를 거의 채운 분리형 쌍성 계(a marginal state of contact)이 거나, 접촉도(/)가 약 48%인 과접촉쌍성 계(deep-contact configuration)일 것으로 유추하였고, 각각의 경우에 대한 절대 물리량을 산출하였다.
a주성과 반성의 시선속도곡선을 개별적으로 분석하여 평균한 시스템 속도. b질량비(q)와 주성의 시선 속도 반진폭(Ki)에 의해 산출함.
관측자료의 처리에는 IRAF를 사용하였다. ccdred 꾸러미를 이용하여 바이어스 영상과플랫영상 을 만들고, echelle 꾸러미를 이용하여 2차원 스펙트럼으로부터 선스펙트럼을 얻고 파장보정을 하였 다. 파장보정을 마친 선스펙트럼은 우주선(cosmicray)을 제거하고 정규화(normalization) 한 후 금속선이 많이 보이는 4360 〜 4435A과 4540 〜 4600A 영역을 잘라서 저장하였다.
근접쌍성 AG Vir의 분광 궤도요소와 절대 물리량을 새롭게 산출하기 위하여, 표 1에 제시된 각 각의 방법으로 구한 시선속도를 1998년에 개정된 Wilson-Devinney 쌍성코드(Wilson & Devinney 1971, Wilson 1998, 이하 WD98)를 사용하여 개별적으로 분석하였다. 이때, BRH의 과접촉형 쌍성 해 (6 = 89°.
Qian(2001)이 제안한 바와 같이 제3천체 가 존재한다면, AG Vir계의 질량 중심은 삼체 계의 질량중 심 주위로 궤도운동을 할 것이므로 여러 관측계절에 걸쳐 분광관측한 AG Vir의 시스템 속도는 광시간 궤도상의 위치에 따라 변할 것이다. 따라서 우리는 이전에 출판된 모든 시선속도곡선(Sanford 1934, Hill & Barnes 1972, BRH)을 WD98로 재분석하였고, 그 결과를 선폭증가함수로 구한 우리의 분광궤 도요소와 함께 표 4에 수록하였다. 여 기서, 평균 시간(mean time)은 각 분광 관측자료의 첫 번째 관측 시간과 마지막 관측시간의 평균치 이고, 평균 기산점(mean epoch)은 평균 시간을 Qian(2001)의 선형 광도요소(Min I = HJD2439946.
우리는 2004년 3월 25일부터 28일까지 총 4일간 BOES를 이용하여 AG Vir를 분광관측하였고, 전 위상에 걸쳐 총 59개의 선스펙트럼을 얻었다. 이 연구에서는 교차상관함수와Rucinski &Lu(1999)가 제시한 합성분리를 통해 얻은 선폭증가함수를 관측된 모든 스펙트럼에 적용한 결과, 교차상관함수는 주성의 시선속도만을 얻을 수 있었던 반면 선폭증가함수로 부터 두 성분별의 시선속도를 모두 얻을 수 있었다.
우리는 AG Vir와 분광표준성인 HD89449의 선 스펙트럼을 모두 얻고, 위에서 언급한 두 영역에 서 관측된 흡수선들을 이용하여 교차상관함수와 선폭증가함수를 각각 구하였다. 교차상관법을 이용 한 결과는 흡수선의 세기가 미약하여 단지 주성의 시선속도만을 얻을 수 있었던 반면, 합성분리법으로 분석한 경우에는 주성과 반성의 시선속도를 모두 구할 수 있었다.
각 인수들의 단위 는 다음과 같다: %>(km/s), 7t(km/s), /Ci2(km/s), A(day), Pi2(year). 우리는 AG Vir의 시스템 속도가 저]3 천체의 광시간 궤도를 따라 변하는지를 살펴보기 위하여, Qian(2001)의 광시간 원궤도 요 소(Pm = 4079, A = 0.^0032)와 식 (1)을 이용하여 이론적인 질량 중심 시선속도곡선을 계산하였다. 이때, AG Vir의 시스템 속도의 반진폭(Km)은 약 0.
우리는 두 방법으로 구한 시선속도곡선을 WD98 쌍성코드를 사용하여 분광학적 해를 산출하고, 선폭증가함수 분석 에 의 한 분광 궤도요소와 BRH의 측광학적 해로부터 AG Vir의 절대 물리 량을 새 롭게 산출하였다. 표 3에 제시한 것처럼, 우리가 산출한 각 성분별의 질량과 반경은 BRH의 값보다 더 크고, 광도 또한 더 밝다.
우리는 이 연구에서 선폭증가함수 분석을 통하여 새로 산출한 분광 궤도요소(Ki와 K2)와 BRH 의 측광학적 해를 이용하여 AG Vir의 절대 물리량과 오차를 표 3과 같이 새롭게 산출하였다. 이때, 절대광도(I/晶)와 등급(M心)을 계산하기 위하여, 태양의 표면온도(%)와 복사등급(M心O)은 각 각 Popper(1980)가 산출한 5780K와 4"七69를 사용하였고, 주성과 반성의 안시 절대등급(Mv)도 각 각 Flower(1996)의 복사보정(BC)#를 사용하여 계산하였다.
근접쌍성 AG Vir의 분광 궤도요소와 절대 물리량을 새롭게 산출하기 위하여, 표 1에 제시된 각 각의 방법으로 구한 시선속도를 1998년에 개정된 Wilson-Devinney 쌍성코드(Wilson & Devinney 1971, Wilson 1998, 이하 WD98)를 사용하여 개별적으로 분석하였다. 이때, BRH의 과접촉형 쌍성 해 (6 = 89°.26±0.16, Ti = 7400±200K, = 7000±200K, n = 0.514±0.001, n = 0.315±0.001)> WD98 인자들의 입력값으로 사용하고 질량중심 시선속도(또는, 시스템 속도 刁, 장반경3) 그리고 질량비(g)만을 조정 인자로 하여 분광 궤도요소를 구하였다. 그 결과를 교차상관시 켜 구한 BRH의 분 광학적 해와 함께 표 2에 제시하고, 이 분광 궤도요소로 그린 AG Vir의 시선속도곡선을 그림 1에 나 타내 었다.
전처 리 과정을 마친 4360 〜 4435A과 4540 ~ 4600A 영역의 선스펙트럼을 이용하여 시선속도를 산출하였다. 이 영역에서 관측된 흡수선들은 다른 파장영역에서 관측된 흡수선들에 비해 비교적 높 은 S/N 비를 가지고 있으며, 이때 분해능은 약 0.
ccdred 꾸러미를 이용하여 바이어스 영상과플랫영상 을 만들고, echelle 꾸러미를 이용하여 2차원 스펙트럼으로부터 선스펙트럼을 얻고 파장보정을 하였 다. 파장보정을 마친 선스펙트럼은 우주선(cosmicray)을 제거하고 정규화(normalization) 한 후 금속선이 많이 보이는 4360 〜 4435A과 4540 〜 4600A 영역을 잘라서 저장하였다.
한편, 이 연구에서는 Qian(2001)이 제안한 제3 천체의 존재 여부를 파악하기 위하여, AG Vir의 출판된 모든 시선속도를 WD98을 이용하여 동일한 방법으로 재분석하였다. 그 결과, AG Vir의 관측 시기별 시스템 속도는 분광관측의 정확도에 비해 약 2배 정도 큰 산란을 보이지만, 이것을 제3천체 의 존재 가능성을.
대상 데이터
2002). 관측 당시의 시상을 고려하여 우리는 30(也m 직경을 갖는 1번 광섬유를 사용하였고, 관측이 진행되는 동안 슬릿을 모니터 링하여 광섬유 안에 천체가 정확히 놓이도록 하였다. AG Vir의 관측과 더불어 시선 속도 표준성으로 HD89449(F6IV)을 사용하고, 플럭스 보정을 위하여 HR5501(B9.
이론/모형
관측자료의 처리에는 IRAF를 사용하였다. ccdred 꾸러미를 이용하여 바이어스 영상과플랫영상 을 만들고, echelle 꾸러미를 이용하여 2차원 스펙트럼으로부터 선스펙트럼을 얻고 파장보정을 하였 다.
성능/효과
우리는 AG Vir와 분광표준성인 HD89449의 선 스펙트럼을 모두 얻고, 위에서 언급한 두 영역에 서 관측된 흡수선들을 이용하여 교차상관함수와 선폭증가함수를 각각 구하였다. 교차상관법을 이용 한 결과는 흡수선의 세기가 미약하여 단지 주성의 시선속도만을 얻을 수 있었던 반면, 합성분리법으로 분석한 경우에는 주성과 반성의 시선속도를 모두 구할 수 있었다. 우리가 교차상관함수와 선폭증 가함수를 이용하여 결정한 시선속도를 표 1에 각각 수록하였고, 그림 1에 그렸다.
한편, 이 연구에서는 Qian(2001)이 제안한 제3 천체의 존재 여부를 파악하기 위하여, AG Vir의 출판된 모든 시선속도를 WD98을 이용하여 동일한 방법으로 재분석하였다. 그 결과, AG Vir의 관측 시기별 시스템 속도는 분광관측의 정확도에 비해 약 2배 정도 큰 산란을 보이지만, 이것을 제3천체 의 존재 가능성을. 입증하는 것으로 보기에는 자료가 부족하였다.
또한, 이로 인하여 망원경의 후면에 부 착하는 분광기와는 달리 파장보정에 사용하는 Th-Ar 비교광원을 대상천체의 관측 전후에 매번 획 득하지 않아도 되는 장점을 가지고 있다. 그러나, 우리는 비교광원의 변이에 대한 검토를 위하여 관 측 시작 전과 관측 종료 후 각각 2회에 거쳐 비교광원 영상을 10장씩 획득하고, 스펙트럼 선의 변화 를 검토한 결과 CCD 표면에서 관측된 비교광원의 스펙트럼 위치는 약 0.01A의 표준편차로 안정적 임을 확인하였다.
%427 의 공전주기로 원궤도 운동하 는 근접촉쌍성계(Shaw 1994)이다. 이 별의 광도곡선은 주극심(특히, 위상 0P.00와 OP.O4 사이)에서 특이한 밝기 변화를 보이고, 위상 俨.25의 밝기가 위상 俨.75의 밝기보다 0.m06~0.m09 정도 더 밝 은 O'Connell 효과를 보인다. 이러한 광도변화의 원인을 규명하기 위하여 여러 차례에 걸쳐 광전 관측(Wood 1946, Szczepanowska 1958, Fliegel 1963, Binnendijk 1969, Blanco & Catalano 1970, Niarchos 1985, Kaluzny 1986, Michaels 1988, Bell, Rainger, & Hilditch 1990)°1 이루어졌다.
우리는 2004년 3월 25일부터 28일까지 총 4일간 BOES를 이용하여 AG Vir를 분광관측하였고, 전 위상에 걸쳐 총 59개의 선스펙트럼을 얻었다. 이 연구에서는 교차상관함수와Rucinski &Lu(1999)가 제시한 합성분리를 통해 얻은 선폭증가함수를 관측된 모든 스펙트럼에 적용한 결과, 교차상관함수는 주성의 시선속도만을 얻을 수 있었던 반면 선폭증가함수로 부터 두 성분별의 시선속도를 모두 얻을 수 있었다. 이는 AG Vir와 같은 근접쌍성 계에서 선폭증가함수를 얻는 것이 교차상관법보다 주성과 반성의 시선 속도 오차를 더욱 최소화할 수 있다고 제안한 연구결과들과 잘 일치한다(Lu& Rucinski 1999, Rucinski & Lu 1999, Rucinski, Lu & Mochnacki 2000, Lu, Rucinski & Ogloza 2001, Rucinski et al.
후속연구
입증하는 것으로 보기에는 자료가 부족하였다. 우리가 이 연구에서 절대 물리량을 산출하기 위해서 사용한 BRH의 측광해는 V 광도곡선만의 분석을 통하여 산출한 것으로써, 복잡한 광도변화를 보이는 AG Vir의 광도와 시스템 속도의 변화 원인을 파악하고, 이를 통한 더 나은 절대 물리량을 얻기 위해서는 앞으로 정밀한 다파장 측광관측이 절실히 요구된다.
Pribulla, T., Chochol, D., Rovithis-Livaniou, H., & Rovithis, P. 1999, A&A, 345, 137
Pych, W., Rucinski, S. M., DeBond, H., Thomson, J. R., Capobianco, C. C., Blake, R. M., Ogloza W., Stachowski, G., Rogoziecki, P., Ligeza, P., & Gazeas, K. 2004, AJ, 127, 1712
Rucinski, S. M., Capobianco, C. C., Lu, W., DeBond, H., Thomson, J. R., Mochnacki, S. W., Blake R. M., Ogloza, W., Stachowski, G., & Rogoziecki, P. 2003, AJ, 125, 3258
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