V1309 전갈자리

V1309 전갈자리

관찰 데이터 Epoch J2000.0(ICRS) Equinox J2000.0(ICRS)
콘스텔레이션	전갈자리
적경	1757hm 32.93830s[1]
적위	- 30° 43° 09.96739°[1]
겉보기 등급(V)	최대[2] 7.9
데이터베이스 참조
심바디	데이터.

V1309 Scorpii(V1309 Sco라고도 함)는 2008년 하나의 별에 ^{[citation needed]}합쳐진 접촉 쌍성이다.이 별은 접촉 쌍성계가 항성 합병으로 진화를 끝낸다는 결정적인 증거를 제공한 최초의 별이었다.과학자들은 V838 외뿔소와 궁수자리 V4332와의 유사성으로 인해 이 별들을 합쳐진 쌍성으로 식별할 수 있었다.^[3]

검출

V1309 스콜피이는 2008년 9월 2일 니시야마 고이치, 카바시마 후지오, 사쿠라이 유키오, 궈유 선과 싱 가오의 세 그룹에 의해 독립적으로 발견되었다.이 행성은 원래 적경^hm 17 57^s 32.93^s ± 0.01과 편위 -30° 43º 10º ± 0.1의 은하 팽대부 근처에 위치한 일시적인 물체로 확인되었다.이 행성을 발견한 천문학자들은 이 행성이 발견되기 불과 며칠 전까지만 해도 12Mag 한계 망원경에는 보이지 않았던 것으로 밝혀져 최근 이 행성이 노바(nova)가 되었음을 시사했다.폭발 전, 그것의 희미함과 불과 1.14km 떨어진 USNO-B1.0 별 0592-0608962(등급 B = 16.9, R = 14.8)에 근접한 것은 발견을 어렵게 했다.발견되었을 때, V1309 스콜피이는 고전적인 ^[4]노바에 지나지 않는다고 여겨졌다.

눈부신 합병이라는 인식

폭발 직후 유럽남부천문대의 엘레나 메이슨이 이끄는 천체물리학자들이 V1309 스코의 폭발 후 스펙트럼에 대한 연구를 실시했다.원래 이 연구는 고전적인 노바의 중금속 흡수 패턴을 분석하는 데 초점을 맞췄지만 저자들은 이것이 고전적인 노바가 아니라는 것을 깨닫지 못했다.스펙트럼 분석에서 Mason 등은 V1309 Scorpii가 적도면에서 더 밀도가 높은 천천히 팽창하는 가스 껍질에 둘러싸여 있으며, 이 밀도 높은 영역의 좁은 흡수 스펙트럼과 이를 둘러싼 더 넓은 방출 스펙트럼에 자리를 내줬다고 가정했다.관측자의 시야에서 본 적도면의 기울기는 대부분 극점만 볼 수 있습니다.이 영역은 스펙트럼의 전반적인 블루시프트에 의해 나타나는 것처럼 관찰자에게 접근한다.게다가 다양한 속도에서 극관으로부터의 이젝트 존재는 발머 계열에서 관측된 고속 날개를 설명할 것이다.포화 수준까지 도달하기 전에 한 달 이상 감소했고 그 후에도 높은 수개월 동안 지속된 Hα/Hβ 비율의 행동은 V1309 전갈자리가 고전적인 노바에와 구별되고 붉은 노바에 ^[6]더 가까워지게 만든 뚜렷한 금지선을 포함한 많은 스펙트럼 특성 중 하나였다.

메이슨 등의 연구에 이어, 이전에 적색 노반이 항성 합병의 결과일 수 있다는 것을 뒷받침하기 위해 이론적인 모델을 사용했던 로무알드 틸렌다와 동료들은 V1309 전갈자리 연구에 착수했다.V1309 스콜피이는 은하 중심에서 가까웠기 때문에 폭발하기 전 몇 년 동안 V1309 스콜피아의 밝기 데이터를 수집해 온 광학 중력 렌즈 실험(OGLE) 망원경의 시야 안에 있었다.이 별은 2001년과 2007년 사이에 서서히 밝기가 증가하다가 2008년 폭발 직전에 약간 어두워졌다.이 폭발이 일어나는 동안, 밝기는 10 mag, 즉 약 1/10배로⁴ 증가한다.그 후 메이슨 외 연구진이 스펙트럼으로 관찰한 기간 동안 이 별은 밝기가 빠르게 가라앉았다.폭발하기 전 별의 밝기는 폭발할 때까지 기하급수적으로 줄어든 1.4일 정도였습니다.전형적인 접촉 쌍성의 모델에 따라, V1309 전갈자리에는 두 별이 관측자의 시선에 수직인 시간에 해당하는 주기당 두 개의 피크가 있었다.그러나 이 경우 각 기간의 두 번째 피크는 점차 감소하기 시작하여 광도 곡선이 주기당 1개의 피크를 나타냈다.이것은 주성의 외피가 따라갈 수 있는 속도보다 더 빨리 항성을 공전하기 시작했기 때문입니다.별들이 접촉하고 있기 때문에 속도 차이는 그들의 접촉점에서 에너지로 소멸되기 시작합니다.따라서 두 번째 별이 가시선에 가까워졌을 때, 그것은 더 밝게 보였고, 시야에서 멀어질 때는 더 희미하게 보였다.2007년까지 두 별은 병합에 매우 가까웠으며, 지구에서 측정한 그 크기는 대략 구형으로 보였으며,^[3] 폭발 직전 두 번째 최대값이 손실되었다.

이 증거는 접촉 쌍성들이 항성 합병으로 진화를 끝낼 수 있다는 것을 결정적으로 입증한 최초의 증거였으며, 또한 과학자들에게 다른 별들을 접촉 쌍성으로 식별하고 미래의 ^[7]합병을 예측하는 틀을 제공하기도 했다.

식별 후의 조사

V1309 Scorpii가 확인된 이후 이 별의 진화를 모델링하고 추가적인 스펙트럼 데이터를 수집하는 데 초점을 맞춰왔다.

추가 스펙트럼 연구

이러한 후속 연구들 중 하나는 더 긴 시간 ^[8]척도에서 더 넓은 스펙트럼의 진화를 분석함으로써 메이슨 외 연구진의 2010년 분광학 연구를 계속했다.본 연구에서는 카민스키 외.근적외선에서 CrO의 강한 스펙트럼 신호를 발견했는데 이는 항성 스펙트럼에서 CrO가 발견된 최초의 사례였다.현재의 화학 모형은 왜 적색 노배만이 이 CrO ^[8]선을 나타내는 유일한 별인지에 대한 설명이 없다.이 발견은 또한 최근 ^[9]초신성에서만 발생하는 것이 아닌 것으로 밝혀진 태양계에서 관측된 예상외로 많은 양의 Cr에 대한 더 많은 통찰력을 줄 수 있다.

이론 연구

접촉 쌍성들이 합병으로 수명을 다한다는 것을 이해하는 것 또한 이론적인 연구를 낳았다.특히, 2015년 한 연구는 구상성단 내 접촉 쌍성들을 조사했으며, 항성 병합 가설이 이러한 지역에서 ^[10]청색 낙오성 별 형성의 주요 원인일 수 있다는 것을 밝혀냈다.

다른 뛰어난 합병을 특정

V1309 스콜피이와 그 시조에 대해 다른 붉은색 스콜피이에 비해 더 많이 알려져 있기 때문에, 이 스콜피이는 다른 신성을 별의 ^[3]합병으로 식별하는 데 도움이 되는 항성 합병에 대한 우리의 이해에서 "로제타 스톤"으로 묘사되어 왔다.예를 들어, V1309 Scorpii에 대한 데이터는 이미 ^[11]수세기 동안 과학자들을 혼란스럽게 했던 1670-1672년 CK 벌페큘라의 신비로운 폭발을 설명하기 위해 사용되어 왔습니다.과거 다른 별들에 대한 분광학적 연구는 1949년에 ^[12]연구된 궁수자리 V1148을 포함한 더 많은 붉은색 후보들을 밝혀냈다.이러한 소급 추론은 또한 M31LRN 2015, M85 OT2006, NGC300을 포함하여 은하수 밖에 있는 M31 RV와 같은 잠재적 적색 신천후를 확인했다.OT2008 및 SN2008S.^[12]

보다 최근의 연구들은 V1309 전갈자리 조성의 프로필과 일치하는 별들을 식별하기 위해 더 앞을 내다보고 있다.OGLE이 다른 접촉 쌍성계를 검색한 결과, 0.8일 이상 주기가 감소하는 14개의 서로 다른 접촉 쌍성계가 발견되었으며, 이 모든 것이 다가오는 항성 ^[13]합병의 후보이다.^{[needs update]}

레퍼런스