Title: Modelling the synchrotron emission from O-star colliding wind binaries
ArXiv ID: 1101.5583
발행일: 2011-01-31
저자: Delia Volpi (1)((1) Royal Observatory of Belgium)
📝 초록 (Abstract)
:
OB 별들은 열 자유전자 복사를 넘어 비열적 라디오 방출을 나타내며, 이러한 발산은 상대론적 전자가 별의 쌍극자 자기장 선 주변에서 회전하며 발생하는 감마선 동조복사에 기인한다고 여겨집니다. 이 연구는 Cyg OB2 No. 9라는 O형 별 충돌 바람 이중성 시스템을 중심으로, 비열적 라디오 방출의 주기적인 변동과 이를 설명하는 모델을 제시합니다. 특히, Van Loo 외 (2008)의 VLA 관측 데이터를 통해 2.35년 주기를 가진 동조복사 발산성을 확인하고, 이는 별풍 충돌이 비열적 방출의 원인임을 시사합니다.
💡 논문 핵심 해설 (Deep Analysis)
:
본 논문은 Cyg OB2 No. 9라는 O형 별 충돌 바람 이중성 시스템에서 발생하는 동조복사 방출에 대한 모델링 연구를 다룹니다. 이 시스템은 1984년 비열적 방출원으로 처음 발견되었으며, Van Loo 외 (2008)의 VLA 관측을 통해 2.35년 주기를 가진 동조복사 발산성을 확인하였습니다. 이러한 주기적인 변동은 별풍 충돌이 비열적 라디오 방출의 원인임을 시사하며, 이는 Eichler & Usov (1993)와 Dougherty 외 (2003), Pittard 외 (2006) 등의 연구에서 제시된 가설과 일치합니다.
논문은 Cyg OB2 No. 9의 동조복사 방출을 모델링하기 위해 수치 코드를 개발하였습니다. 이 모델에서는 두 별풍이 접촉 불연속점에서 충돌한다고 가정하며, 이 위치는 Anthokin 외 (2004)의 방정식을 사용하여 계산됩니다. 충격파에서 가속화된 전자는 후폭풍 흐름선을 따라 이동하며 냉각되며, 운동량은 수정된 전력법 분포를 따릅니다.
별풍 흐름선에서 상대론적 전자의 동조복사 발산성은 공전 평면에서 계산됩니다. Razin 효과도 포함되어 있으며, 복사율 jν(r)의 공식은 Van Loo 외 (2005)에서 제공되었습니다. 이 모델에서는 궤도 매개변수를 Nazé 외 (2010)에 의해 제공된 값으로 설정하며, 스펙트럼 유형 O5I+O6I를 선택하였습니다.
논문은 근일점과 원일점에서 6cm 에미시브 이미지를 제시하고, 이는 라진 효과로 인해 접촉 불연속선에 더 집중되어 있음을 보여줍니다. 또한, 양쪽 모두에서 자외선 복사는 방출된 영역의 확장으로 인해 무시할 수 없습니다. 이러한 확장된 영역은 최근 OB 별 시스템에서 관찰된 동기 방사선을 설명합니다.
이론적 플럭스는 Adam의 방법(Adam 1990)을 통해 다양한 궤도 단계에서 얻어집니다. 이론적 플럭스는 VLA 관측과 일치하지만, 훨씬 높은 값을 보여주며 최대값이 너무 일찍 발생합니다. 이러한 플럭스 과대추정은 고려된 입자 수의 증가로 인해 발생할 수 있으며, 이를 해결하기 위해 충격에서 상대론적 입자로 에너지 전이 비율을 낮출 수 있습니다.
향후 연구에서는 수력학적 방정식을 직접 해결하고 궤도 운동을 포함하는 것이 필요합니다. 또한, 모델 매개변수 공간을 탐색하여 관찰치와의 더 나은 일치도를 얻는 것이 중요하며, 이 과정에서 열 및 비열 방출에 영향을 미치는 불안정성과 불균일성을 고려해야 합니다. 이러한 접근법은 Cyg OB2 No. 9 시스템에서 동조복사 방출의 정확한 모델링을 가능하게 하며, 이는 별풍 충돌이 비열적 라디오 방출의 원인임을 더욱 확실하게 입증합니다.
본 연구는 Cyg OB2 No. 9 시스템에서 동조복사 방출에 대한 깊은 이해를 제공하며, 이를 통해 O형 별 이중성 시스템에서 비열적 라디오 방출의 물리학을 더욱 잘 이해할 수 있습니다. 이러한 연구는 천문학 분야에서 중요한 발전을 이루며, 앞으로 더 많은 관찰과 모델링 작업이 필요함을 강조합니다.
📄 논문 본문 발췌 (Excerpt)
## 비열적 라디오 방출에 대한 연구
많은 OB 별들은 열 자유전자 복사 cùng에 비열적 라디오 방출을 나타냅니다. 비열적 발산원은 상대론적 전자가 별의 쌍극 자기장 선 주위를 감싸며 회전할 때 발생하는 감마선 동조복사에 기인한다고 여겨집니다. 이러한 전자는 강한 충격에 의해 높은 에너지까지 가속화됩니다.
최근 몇 년간, 비열적 라디오 방출을 나타내는 초거성 여러 개가 쌍성계로 밝혀졌습니다. 이 발견은 주별과 보조별의 충돌풍이 강력한 충격의 원인임을 뒷받침하는 가설을 지지합니다 (Eichler & Usov, 1993, Dougherty et al., 2003, Pittard et al., 2006 참조). 관찰된 동조복사 발산성은 이 쌍성계의 공전 주기와 직접적으로 연관된 주기적 변동을 보입니다.
이러한 쌍성계 중 하나인 Cyg OB2 No. 9는 1984년 비열적 방출원으로 발견되었습니다 (Abbott et al., 1984 참조). Cyg OB2 No. 9의 VLA (매우 큰 망원경) 라디오 플럭스를 3.6cm, 6cm 및 20cm 파장에서 관찰한 결과 (Van Loo et al., 2008), Van Loo 연구팀은 2.35년의 주기를 가진 변동을 발견했습니다. 이 주기성은 비열적 라디오 방출의 존재를 확인하고 이 시스템의 쌍성성을 시사합니다. 동시에 Nazé 외 (2008)는 장기간의 분광학적 모니터링을 통해 이 시스템의 쌍성성을 밝혀냈습니다. 관찰된 6cm 라디오 플럭스는 그림 1에 표시되어 있습니다. Cyg OB2 No. 9의 궤도 매개변수는 Nazé 외 (2010)가 처음으로 유도했습니다.
궤도 위치에서 동조복사 방출을 연구하는 것은 별, 궤도 및 풍 매개변수, 예를 들어 별의 질량 손실률과 클럼핑/포로성 등을 제한하고 일반적으로 별풍의 본질을 조사하는 데 중요합니다. 사실, 질량 손실률 결정은 현재 초거성에서 주요 문제입니다. 이 문제는 별풍의 클럼핑/포로성이 질량 손실률 추정치를 방해하기 때문에 발생했습니다. 별풍 플라즈마에서 방출되는 동조복사를 흡수하면 풍의 포로성을 추정할 수 있습니다.
비열적 방출의 물리학과 모델 매개변수를 제한하기 위해 우리는 수치 코드를 개발했습니다. 여기서는 Cyg OB2 No. 9를 위한 시뮬레이션된 모델을 제시합니다. 이론적 결과는 해당 관측값과 비교됩니다. 그림 1: Cyg OB2 No. 9. VLA 6cm 라디오 방출 (Van Loo 외, 2008에서 재구성).
이 섹션에서는 이론 모델을 설명하여 시뮬레이션 결과를 얻습니다. 이 모델의 초기 버전은 R. Blomme에 의해 개발되었습니다. 모델 세부 사항은 Blomme 외 (2010)에서 찾을 수 있습니다.
두 풍은 접촉 불연속점에서 충돌한다고 가정합니다. 이 불연속점의 위치는 두 충격파와 일치하는 것으로 계산되며 Anthokin 외 (2004)의 방정식을 사용합니다. 충격파에서 가속화된 전자는 후폭풍 흐름선을 따라 이동하며 냉각됩니다. 전자의 운동량이 최소값 이하로 떨어지거나 시뮬레이션 부피를 벗어날 때까지 추적합니다. 아디아바틱 및 역 코퍼슨 손실은 모두 고려됩니다. 운동량은 수정된 전력법 분포를 따릅니다.
별풍 흐름선에서 상대론적 전자의 동조복사 발산성은 공전 평면에서 계산됩니다. Razin 효과도 포함됩니다. 아래는 Van Loo 외 (2005)에서 보고한 복사율 jν(r)의 공식입니다:
여기서 ν는 주파수, r은 원점 거리, p₀는 최소 운동량, p_c는 최대 운동량, p는 입자 운동량, N(p, r)는 수정된 전력법 전자 분포, θ는 피치 각도, e와 m_e는 전자의 전하와 질량, c는 빛의 속도, B는 원점 거리에서의 자기장, ν_s는 임계 주파수이며 f(ν, p)는 Razin 효과를 고려합니다. 동조복사는 다음과 같이
전문 한국어 번역:
계산된 궤도 평면 상에서 제3차 차원은 두 별을 연결하는 선을 따라 궤도 평면을 회전함으로써 복구됩니다. 자유-자유 흡수와 이온화된 바람 물질에 의한 방출은 Wright & Barlow (1975) 방정식을 사용하여 포함됩니다. 이론적 플럭스는 Adam의 방법(Adam 1990)을 통해 다양한 궤도 단계에서 얻어집니다. 이 방법은 방사선 전달 방정식을 매우 단순한 방식으로 해결합니다.
궤도 매개변수는 Nazé 외 (2010)에 의해 제공됩니다. 참고: P와 d는 궤도 기간 및 지구로부터의 거리(Van Loo 외 2008), e와 ω는 타원율과 근일점 각도(Nazé 외 2010), M*, R, L, Teff는 별의 질량, 반지름, 광도, 효과적 온도(Martins 외 2005)입니다. i는 기울기 각도로, Martins 외 (2005)에서 계산된 이론적 질량 M과 Nazé (2010)에서 관찰된 프로젝션된 Msin i의 비교를 통해 얻습니다. a는 궤도 반지름, ν0는 별 표면에서의 바람 속도(Blomme 외 2010), v∞와 Ṁ는 별에서 먼 거리에서의 바람 속도 및 질량 손실률(Vink 외 2001)입니다.
우리는 스펙트럼 유형 O5I+O6I를 선택했습니다. Martins의 별 매개변수는 분광학적 관측과 일치하며, 선택된 스펙트럼 유형은 Nazé 외 (2008)에서 제안한 O5+O6-7 스펙트럼 유형과 일치합니다. 현재 분광학적 정보는 신뢰할 수 있는 광도급 결정에 허용하지 않습니다.
스펙트럼 유형의 지식은 관측으로 얻을 수 없는 매개변수 값을 선택하는 데 필수적입니다. 이러한 매개변수는 우리의 모델에 입력으로 사용됩니다. 선택된 매개변수 값은 표 1에 보고되었습니다.
