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Keck和HST眼中的RY Scuti星周星云

标题:Episodic mass loss in binary evolution to the Wolf-Rayet phase: Keck and HST proper motions of RY Scuti’s nebula

作者:Nathan Smith, Robert D. Gehrz, Randy Campbell, Marc Kassis, David Le Mignant, Kawailehua Kuluhiwa, & Alexei V. Filippenko

论文索引:astro-ph:1105.2329

编辑供稿: 孙玮 (南京大学)

背景介绍

RY Scuti是一个1.8 kpc 外正在经历洛希瓣盛溢 (RLOF: Roche-Lobe Overflow) 的双星系统,周期11.1247天,主星为一个8 M⊙ 的O9/B0型星 (已经光谱认证), 伴星据 推测为一个30 M ⊙的O5型星: 大部分主星质量已经由第一拉格朗日点 (L1) 传输到了伴星上,两者可能的初始质量为20-25 M ⊙和15-20 M⊙;伴星质量是由轨道参数计算的得出,由于被光学厚的吸积盘包围,观测上它只是一个B型巨型星。这是目前为止人们发现的相互作用的OB+OB双星系统中周期最短的一个,主星的氢包层正在被逐渐剥离,使得它有望演化成为一颗沃尔夫-拉叶星 (Wolf-Rayet star), 并以Ib或者Ic型超新星爆发结束自己的生命。而伴星由于吸积物质,自转达到临界值,使得它很有可能在吸积停止的时候,成为一颗B[e]型星 (具有发射禁线的B型发射线星)。

(P.S.:Wiki页面上关于此双星的介绍并不是很好,距离是过去按变星的周光关系定出的,然而它被认证为掩食双星而非脉动变星。)

图1. HST和Keck眼中的RY Scuti星云。惊叹于AO,衍射条纹清晰可见。

图2. 沿主轴方向强度轮廓

RY Scuti的星周星云

密近双星相互作用的过程中,原本属于恒星的物质或经第二拉格朗日点逃逸,或经星风驱动,或由吸积而致的外流,逃离单一恒星的引力势,散布于双星轨道外围,形成环绕双星的星周盘。RY Scuti的星周发射星云也是这样形成的。事实上,也正是靠星云中的发射线定出了RY Scuti的距离 (Smith et al. 2002). 作为WR星,B[e]星以及可能的Ibc型超新星爆发的前身,研究这一系统中物质损失过程有着重要的意义。而RY Scuti是为数不多知道具体双星轨道参数,并且星周星云的倾角、大小以及亮度足够做细致研究的系统之一。

在HST和Keck眼中,它由分离的内环 (直径 1” , 约1800 AU) 与外环 (直径 2” , 约3600 AU)组成,内环由电离气体构成: HST F658N (Hα, [NII] λ 6583) 和F953N ([SIII] λ9532) 窄带图像示踪,外 环是300-400 K 的尘埃环: Keck L-prime (3.8 μm) 图像示踪。两者的质量各自大约为0.003 M⊙。内环挡住了绝大多数来自中心恒星的UV光子,使得外面的尘埃环逃离了被电离的命运。内环外沿处Hα辐射的消失与外环内沿3.8 μm尘埃辐射的出现之间有明显的间隔,证实两者是分离的两处环面。

图3. HST 观测到的Hα 强度轮廓随时间的变化。

图4. Keck Lp 观测到的强度轮廓随时间的变化。

本文做了什么?

本文通过HST于1997,2000,2009年做出的三次观测,以及Keck于2003和2009年做出的两次观测的观测分别计算了内环和外环的自行速度。并反推出它们是历史上不同时间的两次物质损失结果。计算公式如下:
t=\Delta t\times(1-\epsilon)^{-1}, 其中,Δt 是两次观测的时间间隔,\epsilon=R_1/R_2为两次观测下环半径的比值。

对于内环,HST的观测给出:\Delta t_{1,2}=2.7226 yr, \epsilon_{1,2}=0.977±0.003; \Delta t_{1,3}=11.8826 yr, \epsilon_{1,2}=0.907±0.003, 进而得出t_{1,2}=118.4±16 yr (相对于2000年) 和 t_{1,2}=127.8±4.2 yr (相对于2009年),两者相符地给出内环是1882年左右的一次物质抛射的结果; 对于外环,Keck的观测给出:\Delta t_{1,2}=6.216 yr, \epsilon_{1,2}=0.976±0.003,因而得出外环是由1754年的抛出的物质形成的。

推论:双环是如何形成的?

双极星风 (Chita et al. 2008)

双极星风与薄壳层相互作用,形成双环结构,并且环面逐渐由两极向赤道面方向移动。内环从形态上可能是这种起源,但环面的速度方向与变化与自行结果不符;

再抛射的物质与此前业已存在的星周盘作用?

双环间的空隙表明两个环面尚未有所联系;

L2处物质外流?

洛希瓣盛溢过程中,主星相当一部分质量会从第二拉格朗日点流失,由它们组成星周盘再合适不过了。但由L2处流失的物质速度达到2000 km/s, 远远大于观测到的环的自行速度 ~ 40 km/s。并且双星周期极短,流失的物质应该各向同性的分布,与观测到的西南方向环的强度略高于东北方向不符; 我认为从L2 (~ 1 AU) 到环位置 (~2000 AU) 需要克服的引力势恰恰说明了速度的不同,而观测到的非对称性可以是其它效应的结果,比如投影效果,比如不同的物质密度。但双环的质量要远小于L2流失的质量。

伴星不稳定吸积而致的爆发性现象?

这条看上去是了。首先,吸积物质的角动量容易使伴星的自转到达临界状态,引发不稳定性;其次,爆发时沿着吸积盘的外流受光学厚盘的影响,速度和质量都可以满足环的性质。

联想

密近双星内质量反转,通过洛希瓣盛溢形成沃尔夫-拉叶星,OB+OB → WR+OB, Type Ibc SN, B[e] star, 种种都在RY Scuti内实现或将要实现。倘若主星的超新星爆发被一个河外的观测者观测到,他一定认为那个几乎零龄的伴星只是一颗重合的背景,那样,他自然不会明白,超新星的前身的氢包层,怎么就凭空消失了。(这不是我的杜撰!)天文的奥秘,大抵如此。

推荐阅读及引文

wikipedia上的几个词条:
Roche lobe
Circumstellar disk
R Scuti
推荐阅读的几篇相关文献
Smith N., Gehrz R.D., Stahl O., Balick B., Kaufer A. 2002, ApJ, 578, 464A.
Grundstrom E.D., et al. 2007, ApJ, 667, 505
Chita, et al. 2008 A&A 488, L37

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讨论

5 thoughts on “Keck和HST眼中的RY Scuti星周星云

  1. 请教学长,B[e]一定是快速旋转的恒星吗?

    还有,这种强的禁戒发射和其快速旋转是否有必然关系?

    不少地方写成Be star,那么Be和B[e]是不同性质的恒星,还是同一种恒星?

    Posted by shiaki | 五月 19, 2011, 4:02 下午
  2. 主星和伴星到底是如何定义的?还有,物质从主星吸积到伴星,可以反过来从伴星吸积到主星么?吸积方向由什么确定?

    Posted by Hou, Lei | 五月 19, 2011, 1:02 下午
    • 这个要取决于演化过程里谁先填满罗希瓣吧,双星的共同演化要分为好多种情况,可以请路过做X射线双星的来解释下

      过去听过一种说法是质量更大的为主星,不过基本见到的都是光度较大的为主星.

      Posted by shiaki | 五月 19, 2011, 3:54 下午
  3. 但是如果这样的质量损失,会不会跨过WR阶段后不会形成核塌缩超新星了?

    Posted by Song Huang | 五月 19, 2011, 4:07 上午
    • 嗯,有可能。不过目前这样的猜测还是主要集中于更大质量的,靠自身星风损失氢包层的天体上。另外这里的质量损失并不严重,两个环加起来的质量也不超过0.01太阳质量,而且这篇文章里面更倾向于认为是伴星的不稳定性造成的质量损失。

      Posted by extrsun | 五月 19, 2011, 8:03 上午
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