공생별 AG Peg는 적색거성(GS)과 백색왜성(WD)으로 구성된 성운으로 둘러싸인 쌍성계이다. AG Peg의 분광자료는 1998년, 2001년, 그리고 2002년의 세 시기에 미국 Lick 천문대에서 관측한 자료로 HI 발머 방출선 자료를 분석하였다. AG Peg의 선세기와 폭은 각 시기에 따라 변하는데, $H{\alpha}$와 $H{\beta}$ 선에서 모두 청색편이, 적색편이, 넓은 폭 성분이 나타났다. 가스 성운의 운동학적 특성을 보여주는 방출선은 WD주변에 형성된 강착원반의 반경이 매우 큼을 보여준다. 관측자의 시선 방향을 고려하면, 1998년 관측은 AG Peg의 GS와 WD가 나란히 하늘에 있는 반면, 2002년에는 WD가 GS의 전면에, 2001년에는 WD가 GS의 뒷면에 위치하였다. 이러한 상대적인 위치와 분광선의 변화를 고려하여, 우리는 GS에서 WD로의 가스유입이 지속적으로 이루어지고, 그 결과 형성된 두꺼운 원반의 회전이 관측된 분광선 윤곽의 형성을 가져온 것으로 결론지었다.
공생별 AG Peg는 적색거성(GS)과 백색왜성(WD)으로 구성된 성운으로 둘러싸인 쌍성계이다. AG Peg의 분광자료는 1998년, 2001년, 그리고 2002년의 세 시기에 미국 Lick 천문대에서 관측한 자료로 HI 발머 방출선 자료를 분석하였다. AG Peg의 선세기와 폭은 각 시기에 따라 변하는데, $H{\alpha}$와 $H{\beta}$ 선에서 모두 청색편이, 적색편이, 넓은 폭 성분이 나타났다. 가스 성운의 운동학적 특성을 보여주는 방출선은 WD주변에 형성된 강착원반의 반경이 매우 큼을 보여준다. 관측자의 시선 방향을 고려하면, 1998년 관측은 AG Peg의 GS와 WD가 나란히 하늘에 있는 반면, 2002년에는 WD가 GS의 전면에, 2001년에는 WD가 GS의 뒷면에 위치하였다. 이러한 상대적인 위치와 분광선의 변화를 고려하여, 우리는 GS에서 WD로의 가스유입이 지속적으로 이루어지고, 그 결과 형성된 두꺼운 원반의 회전이 관측된 분광선 윤곽의 형성을 가져온 것으로 결론지었다.
The symbiotic star AG Peg is a nebulous binary system that consists of giant star (GS) and white dwarf (WD). We investigated the HI Balmer emission lines of the symbiotic nova AG Peg, observed in 1998, 2001, and 2002 at Lick Observatory. The $H{\alpha}$ and $H{\beta}$ line prof...
The symbiotic star AG Peg is a nebulous binary system that consists of giant star (GS) and white dwarf (WD). We investigated the HI Balmer emission lines of the symbiotic nova AG Peg, observed in 1998, 2001, and 2002 at Lick Observatory. The $H{\alpha}$ and $H{\beta}$ line profiles consist of blue-shifted, red-shifted, and broad components of which intensities and width showed notable changes. The HI emission line profiles that represent the kinematics of the gaseous nebula appear to be mainly from an accretion disk in relatively large radius from the WD. Considering the line of an observer's sight, both GS and WD are located at the sky plane side by side during the 1998 observation, while the WD is in front of GS during 2002 but the WD in rear during 2001. Such a relative position and the spectral line intensity variation imply that a fairly constant outflow occurs into WD from GS which caused to maintain the rotating thick accretion disk structure responsible for the observed spectral lines.
The symbiotic star AG Peg is a nebulous binary system that consists of giant star (GS) and white dwarf (WD). We investigated the HI Balmer emission lines of the symbiotic nova AG Peg, observed in 1998, 2001, and 2002 at Lick Observatory. The $H{\alpha}$ and $H{\beta}$ line profiles consist of blue-shifted, red-shifted, and broad components of which intensities and width showed notable changes. The HI emission line profiles that represent the kinematics of the gaseous nebula appear to be mainly from an accretion disk in relatively large radius from the WD. Considering the line of an observer's sight, both GS and WD are located at the sky plane side by side during the 1998 observation, while the WD is in front of GS during 2002 but the WD in rear during 2001. Such a relative position and the spectral line intensity variation imply that a fairly constant outflow occurs into WD from GS which caused to maintain the rotating thick accretion disk structure responsible for the observed spectral lines.
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문제 정의
앞 절에서 살펴본 B-성분, R-성분, (B+R)-성분이 위상에 따라 달라지는 것은 HII 영역의 기하학적 구조와 WD와 GS의 궤도운동의 영향에서 비롯되었을 것으로 추측된다. 이 절에서는 AG Peg의 HII 영역의 모습을 추정하기 위해, AG Peg를 구성하는 두 별에 대한 분광학적 특성에 근거해 AG Peg의 기하학적 모델을 구성하려 한다.
제안 방법
관측된 자료는 NOAO (National Optical Astronomy Observatory)의 IRAF를 사용해 분석되었다. 자료 분석의 순서는 1) 암잡음 제거(dark count and read-out noise elimination), 2) CCD 화소반응 보정(flattening), 3) 에쉘 차수 추출하기(tracing echelle orders), 4) 실험실 Th-Ar을 이용한 파장동정(wavelength identification with Th-Ar), 5) 대기 소광보정(atmospheric extinction correction), 6) 표준성 58 Aql를 사용한 플럭스 구하기(flux calibration with the standard star 58 Aql) 등의 표준작업을 진행하여 분석하였다.
1의 HeI 선과 다른 선윤곽을 보인다. HeI과 달리 2개의 봉우리를 보이는 HI 방출선을 연구하기 위해 우리는 역합성곱(deconvolution) 과정을 통해 HI 구성 성분에 대한 자료를 구하였다. 이를 위해, IRAF로 분석된 자료는 IDL (Interactive Data Language) 및 유럽 ESO (European Southern Observatory)에서 만든 StarLink Dipso를 사용하였다.
서로 각기 다른 시기에 관측한 1998년, 2001년, 그리고 2002년의 선윤곽과 시선속도를 비교하기 위해서, 관측시 지구의 자전과 공전 속도도 보정하였다. 예를 들어, 1998년 9월 17일(위상 φ=0.
98인 세 시기에 대한 HI 방출선의 고분산 스펙트럼의 선윤곽을 분석하였다. 선윤곽 자료를 위상별로 분석하고, 간단한 기하학적 모델을 이용하여, WD와 GS의 위치가 관측자에 대해 어떠한 위치에 놓여있는지를 파악한 후, 이를 근거로 AG Peg의 운동학적 특성 및 기하학적 구조를 파악하고자 한다.
세 차례의 관측에서는 약한 선을 얻기 위해 장시간 노출(1800 sec 또는 3600 sec)을 하였고, 강한 선의 포화(saturation)를 방지하기 위해 단시간 노출 (300 sec, 600 sec, 또는 180 sec)을 하였다. 관측시 플럭스 교정(flux calibration)을 위해, IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) 표준성(standard star)중의 하나인 HR 7596을 관측하였다.
영상을 통해 구조를 직접적으로 파악할 수는 없지만, 고분산 분광 관측을 통해 얻은 선윤곽 자료의 분석을 통해 운동학적 특성을 파악한 후 기하학적 구조와 물리적 특성을 추정해 볼 수 있다. 우리는 Lick 천문대의 3 m 망원경에 부착된 HES 고분산 분광기를 사용하여 세 시기에 관측한 수소 방출선의 선윤곽과 FWHM을 분석하여, 이 선들이 형성된 전리수소 영역에 대한 기하학적 모델을 추정하였다.
우리는 미국 Lick 천문대의 Hamilton Echelle Spectrograph (HES)로 관측한 공생별 AG Peg의 위상 Φ =0.24, 0.56, 0.98인 세 시기에 대한 HI 방출선의 고분산 스펙트럼의 선윤곽을 분석하였다.
대상 데이터
Fig. 1에서 보이는 방출선은 봉우리가 1개인 가우시안 윤곽(single Gaussian profile) 형태를 가진 HeI 6678Å이다.
관측된 자료는 NOAO (National Optical Astronomy Observatory)의 IRAF를 사용해 분석되었다. 자료 분석의 순서는 1) 암잡음 제거(dark count and read-out noise elimination), 2) CCD 화소반응 보정(flattening), 3) 에쉘 차수 추출하기(tracing echelle orders), 4) 실험실 Th-Ar을 이용한 파장동정(wavelength identification with Th-Ar), 5) 대기 소광보정(atmospheric extinction correction), 6) 표준성 58 Aql를 사용한 플럭스 구하기(flux calibration with the standard star 58 Aql) 등의 표준작업을 진행하여 분석하였다.
세 차례의 관측에서는 약한 선을 얻기 위해 장시간 노출(1800 sec 또는 3600 sec)을 하였고, 강한 선의 포화(saturation)를 방지하기 위해 단시간 노출 (300 sec, 600 sec, 또는 180 sec)을 하였다. 관측시 플럭스 교정(flux calibration)을 위해, IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) 표준성(standard star)중의 하나인 HR 7596을 관측하였다. Table 2는 AG Peg의 관측일지로, 관측일(율리우스일), 위상, 노출시간, 관측 파장 영역, 시상(seeing) 등이 각각 제시되었다.
관측에서 사용된 HES의 슬릿 크기는 5''×1.2''로, 파장방향으로 1.2'' (640 micron, μm)의 슬릿 폭을 선택하여 파장 분해능은 5000Å의 파장에서 약 0.2Å/pixel이다.
연구에 사용된 분광자료는 Aller와 Hyung이 1998년 9월 17일, 2001년 8월 30일, 2002년 8월 11일 미국 San Jose근처에 있는 Hamilton산의 Lick 천문대에서 3 m 망원경에 부착된 고분산 분광기 Hamilton Echelle Spectrograph (HES)를 사용해 얻은 것이다. 관측에서 사용된 HES의 슬릿 크기는 5''×1.
HeI과 달리 2개의 봉우리를 보이는 HI 방출선을 연구하기 위해 우리는 역합성곱(deconvolution) 과정을 통해 HI 구성 성분에 대한 자료를 구하였다. 이를 위해, IRAF로 분석된 자료는 IDL (Interactive Data Language) 및 유럽 ESO (European Southern Observatory)에서 만든 StarLink Dipso를 사용하였다.
성능/효과
이러한 격렬한 폭발 현상은 과거에 있었을 수도 있다. 만일 과거에 있었던 지금과 다른 진화 단계의 GS에서 많은 양의 질량 손실이 일어났었고, WD쪽으로 가스유입이 증가하여 누적된 질량이 한계점에 도달하여 표면에서 핵융합 반응과 폭발이 발생하였다면, 2015년과 전혀 다른 많은 양의 가스 분출이 있었을 것이다. 전파 파장영역에서 관측된 20" 직경의 가스성운이 이러한 과정에서 형성되었을 것으로 보이며, 이는 공생별로 진화하기 전에 GS와 WD가 어떠한 진화를 겪어 왔는지에 대한 중요한 단서이다.
이 연구에서 분석한 B-성분과 R-성분의 선윤곽을 설명하기 위해서는, AG Peg의 기하학적 형태는 구체(sphere)와 얇은 원반(thin disk)의 중간 형태인, 회전하는 두꺼운 강착 원반(예, 적도 각 φ =0°-45°)을 포함하여야 한다는 결론에 도달할 수 있다.
후속연구
일반적으로 수소(HI)선은 이온화된 전 영역으로 매우 광범위한 지역에서 방출되는 반면, 헬륨 이온(HeII)선은 뜨거운 별 가까운 지역에서만 형성된다. 따라서 이러한 선이 시기별로 어떠한 변화를 보이는지를 조사하면, 공생별의 가스 영역이 어떻게 변화되었는지를 알 수 있을 것이다. 우리가 연구한 HI선은 방출선이 형성되는 전 지역을 대표하므로, AG Peg의 전리수소(HII) 영역의 운동학적 특징과 가스 분포에 대한 단서를 얻을 수 있다.
이렇게 안정적인 HII 영역 상태는 2015년에 이르러 폭발이 관찰되었는데, 이때 강착원반 구조의 물리적 조건(밀도, 온도)이 변화되었을 것으로 판단된다. 이 폭발현상이 바로 AG Peg가 새로운 진화 단계로 접어들었다는 것을 보여준다고 선행연구에서 단정하고 있는데, 이를 확인하기 위해서 추가로 많은 관측이 이루어져야할 것이다.
각 선윤곽의 성분으로 부터 FWHM 선폭을 측정한 후, 이 성분을 형성한 구각(shell)의 팽창속도를 구할 수 있다. 이렇게 구한 팽창속도의 변화를 위상별로 비교하면, 방출선이 형성한 구각의 운동학적 특성을 알 수 있을 것이다.
질의응답
핵심어
질문
논문에서 추출한 답변
공생별의 가스 영역이 어떻게 변화되었는지 알기 위해 선이 시기별 변화만 조사하면 되는 이유는?
일반적으로 수소(HI)선은 이온화된 전 영역으로 매우 광범위한 지역에서 방출되는 반면, 헬륨 이온(HeII)선은 뜨거운 별 가까운 지역에서만 형성된다. 따라서 이러한 선이 시기별로 어떠한 변화를 보이는지를 조사하면, 공생별의 가스 영역이 어떻게 변화되었는지를 알 수 있을 것이다.
AG Peg은 무엇인가?
AG Peg (HD 207757)는 뜨거운 백색왜성(White Dwarf, WD, 0.6-0.7 M⊙)과 차가운 적색거성(Giant star, GS)으로 구성된 S형 공생별(Symbiotic Star)이다. 적색거성은 분광형이 M3.
적색거성은 무엇으로 알려져있는가?
7 M⊙)과 차가운 적색거성(Giant star, GS)으로 구성된 S형 공생별(Symbiotic Star)이다. 적색거성은 분광형이 M3.0 III인 별(2.5 M⊙)로 알려져 있다. 이 천체는 Fleming (1907)에 의해 강한 HI 방출선이 처음으로 관측되어 Be star로 보고 된 후, Merrill (1916, 1929, 1932, 1942)에 의해 중성 금속의 방출선과 He과 Ca II 같은 많은 흡수선이 발견되고, TiO 흡수 밴드와 더 높은 이온화된 방출선이 검출되었다.
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