행성상성운NGC 6881은 4극자형태를 이루고 있고 JET이 영상에 나타난다. Lick 천문대에 있는 Hamilton Echelle Spectrograph(HES)을 사용하여 관측한 가시광 영역의 방출선 스펙트럼의 선윤곽을 연구하였다. 우리가 연구하는 HES 분광 자료는 직경이 4초각인 영역의 안쪽에서 관측된 것이다. IRAF와 StarLink/Dipso분석프로그램을 사용하여 HI, HeI, HeII, [OIII], [NII], [ArIII], [SII], [SIII] 등의 강한 선들의 선윤곽을 통해 팽창속도를 얻었다. HI선의 경우 단일 정상을 보이는 반면, He과 다른 금지선들은 두 개의 정상 분포가 겹치는 특성을 보였다. 가스 유출 속도는 중심별의 복사압에 의해 바깥쪽으로 갈수록 가속되는 것으로 분석되었다. 우리는 팽창속도자료를 통해, HST 영상에서 보여진 중심부분의 세 개의 고리는 양극콘(HI 선등에 나타남)과 고리(He, [SIII]선에 특성이 보임)의 복합 구조가 투영된 것으로 결론지었다.
행성상성운 NGC 6881은 4극자형태를 이루고 있고 JET이 영상에 나타난다. Lick 천문대에 있는 Hamilton Echelle Spectrograph(HES)을 사용하여 관측한 가시광 영역의 방출선 스펙트럼의 선윤곽을 연구하였다. 우리가 연구하는 HES 분광 자료는 직경이 4초각인 영역의 안쪽에서 관측된 것이다. IRAF와 StarLink/Dipso분석프로그램을 사용하여 HI, HeI, HeII, [OIII], [NII], [ArIII], [SII], [SIII] 등의 강한 선들의 선윤곽을 통해 팽창속도를 얻었다. HI선의 경우 단일 정상을 보이는 반면, He과 다른 금지선들은 두 개의 정상 분포가 겹치는 특성을 보였다. 가스 유출 속도는 중심별의 복사압에 의해 바깥쪽으로 갈수록 가속되는 것으로 분석되었다. 우리는 팽창속도자료를 통해, HST 영상에서 보여진 중심부분의 세 개의 고리는 양극콘(HI 선등에 나타남)과 고리(He, [SIII]선에 특성이 보임)의 복합 구조가 투영된 것으로 결론지었다.
The Planetary nebula NGC 6881 displays quadrupole morphology and it also has a jet feature in its image. We investigated the line profiles of the optical region spectral emission lines, using the Hamilton Echelle Spectrograph (HES) at the Lick observatory. The HES data obtained in this study was the...
The Planetary nebula NGC 6881 displays quadrupole morphology and it also has a jet feature in its image. We investigated the line profiles of the optical region spectral emission lines, using the Hamilton Echelle Spectrograph (HES) at the Lick observatory. The HES data obtained in this study was the radiation coming from the inner region within the diameter of 4 second of arc. Expansion velocity was obtained, based on the strong emission line profiles of e.g. H, Hel, Hell, [OIII], [NII], [ArIII], [SII], and [SIII}, using the IRAF and StarLink/Dipso reduction packages. The HI recombination lines showed one single peak profile, while the He and forbidden strong lines displayed double peaks. The results of this study show that the outflow velocity of gas increases radially outwards due to the central stellar radiation pressure. It was concluded that three central rings appeared in the HST image are the result of a combined structure of bipolar cones (seen in e.g. HI lines) and a ring (seen in He, [SIII] lines) in projection.
The Planetary nebula NGC 6881 displays quadrupole morphology and it also has a jet feature in its image. We investigated the line profiles of the optical region spectral emission lines, using the Hamilton Echelle Spectrograph (HES) at the Lick observatory. The HES data obtained in this study was the radiation coming from the inner region within the diameter of 4 second of arc. Expansion velocity was obtained, based on the strong emission line profiles of e.g. H, Hel, Hell, [OIII], [NII], [ArIII], [SII], and [SIII}, using the IRAF and StarLink/Dipso reduction packages. The HI recombination lines showed one single peak profile, while the He and forbidden strong lines displayed double peaks. The results of this study show that the outflow velocity of gas increases radially outwards due to the central stellar radiation pressure. It was concluded that three central rings appeared in the HST image are the result of a combined structure of bipolar cones (seen in e.g. HI lines) and a ring (seen in He, [SIII] lines) in projection.
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문제 정의
Kwok and Su(2004)의 HST영상을 분석하여 중심에 직경이 3"인 3개의 고리와 직각 방향으로 배열된 직경이 약 9-10"인 2 쌍의 고리를 확인하여, 이들이 서로 직각으로 놓여있다고 해석하였다. 그런데 중심부분의 3개의 타원형 처럼보이는 구조가 과연 고리인지, 아니면 우리가 이 연구에서 제안한 것과 같은 적도부분의 고리와 극 방향으로의 양극콘이 겹친 복합적인 구조인지를 이 연구에서 밝히고자 하였다. 만일 Kwok and Su의 해석이 옳다고 한다면, 이 행성상 성운은 HST 영상이 암시하는 지난 수 천년 동안에 자전축이 직각으로 변하였다고 해야만 한다.
우리는 NGC 6881의 분광관측 자료를 분석하여 성운 중심부의 기하학적 특성을 연구하고자 한다. 이를 확인하기 위하여 Lick 천문대의 고분산분광기인 HES (Hamilton Echelle Spectrograph)를 이용하 관측한 3700-10050A의 자료를 분석하였다.
가설 설정
(1) AXexp: 행성상성운의 구각 (shell)의 팽창 g)에 의해 선폭이 증가된다. 모든 구각이 같은 속도로 팽창하는 경우, 시선방향의 속도는 구체의 중심 부분을 관측하는 경우 가까워지는 성분과 멀어지는 부분으로 선폭을 증가시킨다.
(5) AXtast: 분광기와 망원경 시스템에 의해서 선폭이 증가한다. Sabbadin et aL(2005)의 연구에서는 [01] ni아it-sky line 入6300A을 사용하여 A* M를 구하였는더】, 우리가 분석한 Lick 천문대 분광관측 자료에서 유사한 night-sky 선들이 보이지 않았다.
보이다. HI이나 Hel, Hell선들처럼 재결합(recombinatioieP 과정으로 생성되었다고 가정하여 4267A선세기를 계산한 이론 값이 관측 값 보다 2-3배 약하게 예측되곤 한다. (Hyung and Feibelman, 2004).
일반적으로 [OHI]이나 HI선은 성운의 평균온도에 해당하므로 다른 선들의 온도를 계산할 수 없으므로보통 [OID]에서 구한 온도 정보를 이용 한다. NGC 6881의 전자의 온도는 Hyung and Feibelman(2004) 에서와 같은 방법으로 diagnostic 선인 [Om]5009, 4959 와 [OUI]4363의 선세기 이용하여 약 13, 000K를 얻었는데, 우리는 이 성운의 가스의 온도가 Te= 13, 000K 라고 가정하여 여러 원소의 열적 선폭증가 값을 구하여 Table 3에 제시하였다.
Sabbadin et aL(2005)의 연구에서는 [01] ni아it-sky line 入6300A을 사용하여 A* M를 구하였는더】, 우리가 분석한 Lick 천문대 분광관측 자료에서 유사한 night-sky 선들이 보이지 않았다. 우리는 망원경 시스템과 분광기기 자체가 가지는 모든 종류의 선폭증가요소가 Th-Ar의 선폭에 복합되어 나타난다고 가정하여, Th-Ar의 선폭에 측정하였다. HES의 스펙트로 그램의 여러 파장 대에서 총 11개의 Th-Ar 방출선을 측정하여 V函 =7.
제안 방법
Fig. 1에 2시간 노출한 HES spectrum자료를 IRAF 를 이용해, 임잡음(dark count), 우주선(Cosmic Rays) 제거 등의 전처리 ' 과정과, 파장 동정 (wavelengtli calibration), 대기 소광 보정 (atmospheric extinction correction), 플럭스를 보정 (flux calibration)寿을 통해 얻은 스펙트럼을 제시하였다. 강한 분광선인 Ha, [Nil]선의 스펙트럼 등 여러 선이 보인다.
대부분의 분광 자료들의 선윤곽은 Gaussian 형태를 보이는데 수소를 제외한 나머지 원소들은 두 개의 봉우리를 가진다. Starlink/Dipso 작업을 통해 두 개의 Gaussian 분포로 정확히 분리가 되고 이를 바탕으로 성운의 운동학적 특징을 조사할 수 있었다.
다른 금지선들: Table 2에 Ha, HeI7281, [SHI], [Arm] 등에 대한 파장 및 선세기의 중간지점에서 구한 선폭, 즉FWHM(Full width at half maximum) 과선의 플럭스 세기(line flux}값을 제시하였다. 이 외에도 [SH], [OH], [Om], [Cml], [ArIV] 등 여러 가지 방출선의 선윤곽을 Starlink/Dipso를 이용하여 분석하였다(Table 4에 FWHM에서 구한 팽창속도가 주어짐).
2A/ pixel이다. 미약한 선들을 측정하기 위해서 매우 장시간인 7200초(즉 2시간) 노출을 하였다. 강한 방출 선들은 포화(sat顶ation)되므로, 이 선들을 측정하기 위해 600초(10분)의 짧은 시간의 노출이 되었는데, 우리는 두 자료를 모두 연구에 사용하였다.
하지만, IUE 자료에서 CU 1909, 1910선의 자료를 구할 수 없었고, 가시광 영역의 HES 광학자료에서도 CII4267Ae 보이지 않았다. 반면 다른 행성상성운에서 흔하게 출현하지 않는 7231 A선이 관측되었는데, 이 연구에서는 이 선이 CII 허용선으로 동정하여 팽창속도를 구하였다. 많은 수의 다른 행성상 성운에서는 A7231A선이 보이지 않는데, 이 선이 CII선이라고 해도 재결합과정으로 생성된 선이 아닌, 형광작용과 같은 다른 물리적 과정에 의해 생성 것으로 판단된다.
85 km/s를 보정한 값(Helio-centric radial velocity)이다. 분광선을 내는 지역을 세분화하여 각각의 구각에서어떠한 팽창속도를 보이는지 구각의 폭이 어떤지 등을 연구하는 것이 이 논문의 연구 성격의 범위를 벗어난 것이므로 여기에서는 세밀한 선폭증가를 수정하지는 않았다.
Hamilton의 Lick Observatoi}에서 3 m 망원경과 고분산 분광기인 HES를 사용해 얻은 자료이다. 사용된 CCD 검출기는 2048 X 2048 화소로 한 번의 노출로서 3700A에서 10050A까지 영역의 분광 자료들이 얻어지는데, 모든 분광선에 대한 자세한 분석이 진행 중이지만, 이 논문에서는 강한 분광선을 선택하여 분석 연구하였다. HES의 슬릿크기는 4" x 1.
또한 HST나 전파에 의해 얻어진 자료는 하늘에 투영된 모습이므로 3차원적인 구조를 파악하는데는 한계가 있다. 우리는 Kwok and Su가 제시한 해석의 모순점을 극복하기 위해 이 연구를 통해 고분산 분광선의 선윤곽 분석하고, 운동학적 특성을 연구하여 기하학적 구조를 추정하였다.
플럭스 세기(line flux}값을 제시하였다. 이 외에도 [SH], [OH], [Om], [Cml], [ArIV] 등 여러 가지 방출선의 선윤곽을 Starlink/Dipso를 이용하여 분석하였다(Table 4에 FWHM에서 구한 팽창속도가 주어짐). S의 금지선인 [SHI]-9068A도 두 개의 선으로 분리되는데, 앞쪽의 방출선 즉 관측자 쪽으로 다가오는 가스에서 나온 선의 세기가 멀어지는 선의 세기보다 1.
이를 확인하기 위하여 Lick 천문대의 고분산분광기인 HES (Hamilton Echelle Spectrograph)를 이용하 관측한 3700-10050A의 자료를 분석하였다. 제 2절에서는 분광 자료의 분석과정을, 제 3절에서는 NGC 6881의 방출선에서 팽창속도를 구하여 반경에 따라 속도가 어떻게 변하는 지를 분석하고, 기하학적인 구조에 대한 모델을 제시하여 논의 하였다. 제 4절에서는 이 연구의 결과를 요약하였다.
대상 데이터
2에서 보듯이 다른 원소선들과는 달리 수소 재결합선은 대부분 single Gaussian를 형태를 보이지만, Starlink/Dipso 분석 프로그램을 이용하여 dp를 가진 선윤곽으로 분리할 수 있었다. HI 선은 이들 중 제일 강한 두 선스펙트럼인 Ha, H供선으로 부터를 구하였다.
가시광영역의 분광자료는 형식과 Aller가 1998년 11월 18일 미국 San Jose근처의 Mt. Hamilton의 Lick Observatoi}에서 3 m 망원경과 고분산 분광기인 HES를 사용해 얻은 자료이다. 사용된 CCD 검출기는 2048 X 2048 화소로 한 번의 노출로서 3700A에서 10050A까지 영역의 분광 자료들이 얻어지는데, 모든 분광선에 대한 자세한 분석이 진행 중이지만, 이 논문에서는 강한 분광선을 선택하여 분석 연구하였다.
미약한 선들을 측정하기 위해서 매우 장시간인 7200초(즉 2시간) 노출을 하였다. 강한 방출 선들은 포화(sat顶ation)되므로, 이 선들을 측정하기 위해 600초(10분)의 짧은 시간의 노출이 되었는데, 우리는 두 자료를 모두 연구에 사용하였다.
이를 확인하기 위하여 Lick 천문대의 고분산분광기인 HES (Hamilton Echelle Spectrograph)를 이용하 관측한 3700-10050A의 자료를 분석하였다. 제 2절에서는 분광 자료의 분석과정을, 제 3절에서는 NGC 6881의 방출선에서 팽창속도를 구하여 반경에 따라 속도가 어떻게 변하는 지를 분석하고, 기하학적인 구조에 대한 모델을 제시하여 논의 하였다.
데이터처리
한 이온에 대해 몇 개의 팽창속도를 구할 수 있는 경우 평균값(mean value)과 RMS 오차 값을 구하였다. Fig.
이론/모형
선윤곽의 분석에는 유럽 ESO에서 만든 Starlink/ Dipso라고 하는 프로그램을 사용하였다. 대부분의 분광 자료들의 선윤곽은 Gaussian 형태를 보이는데 수소를 제외한 나머지 원소들은 두 개의 봉우리를 가진다.
성능/효과
(3)은 다가오는 시선방향의 속도가 가장 느린 곳으로 왼쪽 방출선의 오른쪽 부분에 해당한다. (2) 지역의 시선속도는 (1)과 (3问 중간 값을 가지며, 대다수의 물질이 분포하고 있는 특성을 반영하여 방출선의 세가 중심에서 강하게 나타난다.
(2) 수소의 경우 행성상 성운의 전 지역에서 고르게 방출되지만 주로 양극콘의 구조의 특성이 반영되어 나타난다. (3) 중심부분에 있을 것으로 추정되는 적도 고리 (equatorial torus ring)의 운동학적 특성은 He선 등 들뜸이 강한 선에 나타난다. (4) 또한 중심에는 양극 방향으로 최근의 분출이 있을 것으로 짐작되며, 이러한 복잡한 특성이 [Arlll] 등의 선윤곽에 반영되고 있는 것으로 보인다.
(4) AXtuib: 분자들의 난류(turbulence)의 운동(VtuQ 에 의해서도 무질서하게 선폭이 증가한다. 이 효과는 금지선의 선폭증대에 큰 영향을 끼친다.
한 이온에 대해 몇 개의 팽창속도를 구할 수 있는 경우 평균값(mean value)과 RMS 오차 값을 구하였다. Fig. 2에서 보듯이 다른 원소선들과는 달리 수소 재결합선은 대부분 single Gaussian를 형태를 보이지만, Starlink/Dipso 분석 프로그램을 이용하여 dp를 가진 선윤곽으로 분리할 수 있었다. HI 선은 이들 중 제일 강한 두 선스펙트럼인 Ha, H供선으로 부터를 구하였다.
13kin/s(10min)을 보정하였다. 또한 지구의 공전속도가 행성상 성운에 비치는 영향을 제거한 후, 관측된 HES 자료 중 비교적 강한 선들, 즉 I(H&)=100을 기준으로 선세기가 1.0 이상 인선들의 관측된 파장과 실험실 파장을 비교하여, 행성상 성운이 태양에 대해 T8.85km/s로 움직이는 시선속도 값을 구하였다. 우리가 구한 이 시선속도는 Acker et aL(1992)의 값과 약간 차이가 난다.
0으로 표준화하여 구한 상대적 선세기를 Table 1에 제시하였다. 첫째 행부터 관측된 파장, 실험실 파장, 방출선을 내는 이온, 1(바3) =100.0을 기준으로 정리한 성간소광은 보정되지 않은 선세기, 평균제곱근(WS)% 오차의 값이 주어졌다. 오차는 두 노출에서 2번 관측되는 경우만 제시하였다.
후속연구
따라서 우리는 이 선들이 중심부분의 고리구조와 연관이 있을 것으로 결론지으며, 중심별의 UV continuum에 의한 고리가 반사하여 형광작용으로 형성되었을 것으로 추정한다. (5) 이 연구에서 미처 분석되지 못한 다른 원소들의 방출된 선들의 심도 깊은 연구를 통해 좀 더 확실한 기하학적 구조와 물리화학적 진화연구가 진행되어야 할 것이다.
N이 풍부한 천체는 일반적으로 질량이 큰 별에서 진화한 것으로 알려졌는데, 최근 허블망원경(HST)에 의해 관찰한 NGC 6881은 4극의 형태를 띠고 있음이 밝혀졌다(Kwok and Su, 2000). 이러한 영상 연구는 3차원적인 구조를 확인하는데 한계가 있어 고분산 분광연구를 통한 운동학적 특성을 분석한 후 기하학적 연구가 필요하다.
참고문헌 (8)
Acker, A., Ochsenbein, F., Stenholm, B., Tylenda, R., Marcout, J., and Schohn, C., 1992, Strasbourg-ESO Catalogue of Galactic Planetary Nebulae. European Southern Observatory, Garching bei Munchen, Germany, 747 p
Clegg, R.E.S., Miller, S., Storey, P.J., and Kisielius, R., 1999, Recombination line intensities for hydrogenic ion: The fine-structure components of HI and HII. Astronomy and Astrophysics, 135, 359-370
Kwok, S. and Su, K.Y.L., 2000, Discovery of multiple coaxial rings in the quadrupolar planetary nebula NGC 6881. The Astrophysical Journal, 635, 49-52
Sabbadin, F., Benetti, S., Cappellaro, E., Ragazzoni, R., and Turatto, M., 2005, The 3-D shaping of NGC 6741: A massive, fast-evolving planetary nebula at the recombination-reionization edge. Astronomy and Astrophysics, 436, 549-567
Sabbadin, F., Turatto, M., Ragazzoni, R., Cappellaro E., and Benetti, S., 2006, The structure of planetary nebulae: Theory vs. practice. Astronomy and Astrophysics, 451, 937-949
Tamura, S. and Shibata, K.M., 1990, Expansion Analyses on Low-excitation Planetary Nebulae with Stellar Images. Publications Astronomical Society of The Pacific, 102, 1301-1309
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