공생성 후보 V627 Cas에서 발생한 물과 산화규소 메이저의 다중수신밴드 동시 모니터링 관측

학위논문(박사) -- 서울대학교대학원 : 자연과학대학 물리·천문학부(천문학전공), 2022.2. 윤성철.우리는 공생성 후보, V627 Cas에서 방출되는 22 GHz 물 메이저, 그리고 43, 42, 86, 129 GHz 산화규소 메이저의 모니터링 관측 연구를 수행하였다. 단일경 모니터링 관측은 다주파수 (K-, Q-, W-, D-밴드) 동시 관측이 가능한 한국전파관측망, KVN을 이용하여 2011년 10월부터 2020년 3월까지 총 40번을 진행하였다. 단일경 관측 모니터링 동안, 물 메이저의 세기는 약 5.64년 주기를 가지고 변화하는 양상을 보여주었다. 43, 42 GHz 산화규소 메이저는 약 4년의 주기의 세기 변화를 보여주었지만, 86, 129 GHz 산화규소 메이저의 세기 변화에서는 뚜렷한 주기를 확인할 수 없었다. 물 메이저의 스펙트럼에선 뚜렷한 3개의 방출선을 확인할 수 있는데, 이 방출선들은 전부 V627 Cas의 LSR 속도를 기준으로 전부 적색편이된 속도를 가졌고, 모니터링 기간동안 청색편이된 속도를 가진 방출선은 검출되지 않았다. 43, 42, 86 GHz 산화규소 메이저의 스펙트럼은 모니터링 기간 동안 대부분 약간 청색편이된 속도를 가졌지만, 129 GHz 산화규소 메이저의 스펙트럼은 다른 산화규소와는 달리 V627 Cas의 LSR 속도와 비슷한 속도를 가졌었고, 2018년 6월부터는 약간 적색편이된 속도를 가진 것을 확인하였다. 물과 산화규소 메이저의 스펙트럼이 보여주는 비대칭성은, V627 Cas의 간섭계 관측 결과를 통해 논의된, 백색왜성의 존재가 영향을 미쳤을 것으로 추측된다. 또한, 각 메이저의 변화 양상이 다른 이유는 메이저의 발생 위치와 발생 환경이 다르기 때문으로 예측했다. 또한 우리는 KVN을 이용하여 V627 Cas에서 방출되는 22 GHz 물 메이저, 그리고 43, 42, 86, 129 GHz 산화규소 메이저의 간섭계 모니터링 관측은 2015년 1월부터 2020년 12월까지 총 49번 진행하였다. 간섭계 전체 모니터링 기간동안 우리는 SFPR 방법을 이용하여 총 30개의 물 메이저와 산화규소 메이저의 중첩 이미지를 얻었고, 이 30개의 이미지 중, 86 GHz 산화규소 메이저의 이미지는 16개가 포함된다. 메이저 이미지에서 물 메이저와 산화규소 메이저는 추정된 적색 거성의 위치를 기준으로 비대칭적인 공간 분포를 보여주었는데, 이는 단일성에서 방출된 메이저의 공간 분포와는 크게 다르다. 산화규소 메이저의 공간 분포는, 단일성에서 관측된 산화규소 메이저와는 달리, 뚜렷한 고리 모양을 보여주지 않았다. 또한, 메이저의 이미지에서 물 메이저는 산화규소 메이저의 분포 지역을 기준으로 북서쪽과 서쪽 지역에만 치우처져 분포하는 것을 확인했다. 물과 산화규소의 비대칭적 공간 분포를 설명하기 위해, 우리는 두 가지의 예상 원인, 1) 물질 방출의 영향, 2) 백색왜성의 존재를 적용했다. 첫 번째 예상 모델에선 비대칭성의 원인이 물 메이저의 서쪽 방향의 물질 방출과 동쪽 방향에 존재하는 산화규소 메이저의 공간 분포에서 보이는 많은 빈틈 때문이라 제시한다. 물 메이저의 양극 방향 물질 방출 중, 동쪽 지역의 물질 방출은 이 지역의 아주 희미한 가스로 인해 메이저의 방출 환경이 충족되지 않아 검출되지 않은 것으로 추측한다. 두 번째 예상 모델에선 메이저의 비대칭적 특성의 원인을 V627 Cas에 존재하는 백색왜성의 영향으로 추측한다. 하지만, 우리가 진행한 6년의 모니터링 관측은 D-타입 공생성의 일반적인 공전 주기인 40~50년에 비하면 매우 짧기 때문에, 백색왜성의 공전에 의한 영향은 확인할 수 없었다. 우리는 고리 모양 피팅을 통해 43, 42 GHz 산화규소 메이저의 공간 분포의 크기와 중심별의 예상 위치를 계산했다. 모니터링 기간동안의 평균적인 43 GHz 산화규소 메이저의 공간 분포 크기는 약 3.93 mas로, 2020년 6월 20일을 제외한 나머지에서 평균적인 42 GHz 산화규소 메이저의 공간 분포 크기인 3.66 mas보다 항상 컸다. 우리는 명확하게 정의되지 않은 V627 Cas의 거리를 추산하기 위해, 물 메이저의 위치 변화와 산화규소 메이저의 공간 분포의 중심의 위치 변화를 피팅하여 V627 Cas의 연주시차를 측정했다. 2019년 이전의 물 메이저의 위치 변화를 피팅하여 얻은 V627 Cas의 예상 연주시차는 약 0.51+-0.15 mas로 계산되었고, 이를 이용하여 변환된 거리는 약 1.96 kpc이다. 반면에, 산화규소의 2019년 이전 데이터를 이용하여 계산된 연주시차는 0.87+-0.32 mas이고, 변환된 거리는 각각 1.15 kpc 이다. 물과 산화규소 메이저의 데이터를 이용한 결과의 차이의 원인은 KVN의 망원경 위치와 대기 효과에서 발생하는 관측 오차로 추측한다. 우리는 또한 물 메이저의 동역학적 특성을 알아보기 위해 물 메이저의 내부 운동 속도를 추정했다. 물 메이저의 내부 운동 속도는 연주시차 계산에서 얻어진 메이저의 고유 운동 속도에서 별의 고유 운동 속도를 제외하면 얻을 수 있다. 별의 고유 운동 속도는 GAIA DR2, GAIA EDR3, 그리고 산화규소 데이터를 이용하어 얻은 피팅결과, 총 3가지를 사용하였고, 이 중 산화규소 데이터 피팅 결과를 이용하여 얻은 메이저의 내부 운동이 물 메이저의 동역학적 특성을 가장 잘 나타낸다는 것을 확인하였다. 하지만 이 결과의 오차가 3가지 경우 중 가장 크기 때문에 이 결과를 확신하기 힘들다.We performed both the single-dish and VLBI simultaneous monitoring observations of the H2O 6(1,6)-5(2,3) (22 GHz) and SiO v=1, 2, J=1-0, v=1, J=2-1, J=3-2 (43, 42, 86, 129 GHz) masers toward a suspected symbiotic star, V627 Cas. Simultaneous single-dish monitoring observations of the H2O and SiO masers toward the V627 Cas were performed from 2011 October to 2020 March (40 epochs) by using the Korean VLBI Network (KVN) with three telescopes, which is able to observe the target in four band (K/Q/W/D) simultaneously. During the single-dish monitoring observations, the intensity variability the H2O maser shows the specific periodic signals with a possible period of 5.64 yr. The intensity variabilities of the SiO v=1 and v=2, J=1-0 maser show the similar possible periodic signals of 4 yr, while there are no reliable periodic signals in the intensity variations of SiO v=1, J=2-1 and J=3-2 masers. The spectra of the H2O maser in all epochs show highly red-shifted emissions with respect to the stellar velocity of -52 km/s with three high asymmetric peaks, whereas no blue-shifted maser peak is detected. The SiO v=1, 2, J=1-0 and v=1, J=2-1 masers exhibit emissions slightly blue-shifted in most epochs. The SiO v=1, J=3-2 maser is observed at the around the stellar velocity from 2016 November and shows the slightly red-shifted emission from 2018 June. The asymmetries in the spectra of the H2O and SiO masers might be relate to the influence of a hot component located at the eastern part of the red giant. The differences of the maser properties may originate from the differences in their locations and excitation conditions for each maser. We performed the VLBI monitoring observations of the H2O 6(1,6)-5(2,3) and SiO v=1, 2, J=1-0, v=1, J=2-1, J=3-2 masers toward V627 Cas from 2015 January to 2020 December (49 epochs). Astrometrically registered maps of the the H2O and SiO v=1 and v=2, J=1-0 masers are obtained in 30 epochs including the registered maps of the SiO v=1, J=2-1 maser in 16 epochs by using the Source Frequency Phase Referencing (SFPR) method. The H2O and SiO maser maps in all epochs reveal a very asymmetric morphology with respect to the estimated position of the red giant star, which is significantly different from those of isolated single red giant stars. The spatial distributions of the SiO v=1 and v=2, J=1-0 maser spots do not show a clear ring-like structures, and those of the H2O maser are biased towards the north-northwest to west with respect to the SiO maser features. We adopt two possible scenarios for the asymmetric morphology; 1) an one-sided outflow from the red giant, and 2) the presence of a white dwarf in V627 Cas. The first scenario would be due to a one-sided conical outflow to the western direction in the H2O masers. The eastern outflow of bi-conical outflows in the H2O maser may not be detected because of a low gas density in this region. The second scenario is the influence of the hot white dwarf on the spatial distributions of the H2O and SiO masers around the red giant in the symbiotic system V627 Cas. However, our six-year monitoring is too short to verify the influence of the hot white dwarf considering the typical orbital period of D-type symbiotic stars, of 40-50 years. We carry out the ring fitting of SiO v=1 and v=2, J=1-0 masers and estimate the expected position of the red giant. The ring size of SiO v=1, J=1-0 maser is larger than that of the SiO v=2, J=1-0 maser except the epoch 47 (2020.6.20). The average ring sizes are 3.98 mas (SiO v=1, J=1-0 maser) and 3.66 mas (SiO v=2, J=1-0 maser), respectively. We measure the annual parallax of V627 Cas to estimate the distance by tracing the positions of the H2O maser spots and the SiO maser ring center. The estimated parallax and distance by using SiO maser spots (parallax: 0.87+-0.32 mas, distance: 1.15 kpc) show a large difference compared to those of the result by tracing the position of H2O maser spot (parallax: 0.51+-0.15 mas, distance: 1.96 kpc). This difference between the results may be caused by the the geometric and the atmospheric effects dominate the astrometric error in the KVN observations. We also obtain the internal motions of the maser spot by subtracting the stellar systematic motion from the fitted maser proper motion. The internal motions calculated by the fitting results of the SiO maser ring center show the best result. However, these internal motions have the largest error among the three cases.Abstract i List of Figures vii List of Tables xiv 1 Introduction 1 1.1 Masers in the symbiotic stars 1 1.2 The suspected symbiotic star, V627 Cas 5 1.3 Thesis motivation and outline 7 2 The single-dish monitoring results 11 2.1 Eight-year simultaneous monitoring observations of H2O and SiO masers toward V627 Cas 11 2.1.1 Introduction 14 2.1.2 Observations 15 2.1.3 Observational Results 17 2.1.4 Analyses of Maser Properties According to Observational Epochs 32 2.1.5 Discussions 49 2.1.6 Summary 55 3 The VLBI monitoring results 59 3.1 Asymmetric distribution of H2O and SiO masers towards V627 Cas 63 3.1.1 Introduction 63 3.1.2 Observations and data reduction 64 3.1.3 Results 65 3.1.4 Discussions 71 3.1.5 Summary 74 3.2 Six-year simultaneous VLBI monitoring observations of H2O and SiO masers toward V627 Cas 76 3.2.1 Results 76 3.2.2 Discussions 86 3.2.3 Summary 101 4 Summary of the main results and future work 105 Bibliography 109 Appendix 114 A Single-Dish Monitoring of H2O 616523 and SiO v=1,2, J=1-0, v=1, J=2-1, 3-2 masers 115 B The velocity-integrated intensity maps of H2O and SiO masers 121 C The self-calibrated maps of the H2O and SiO masers in the epochs when the SFPR maps were not obtained 127 D The position-velocity superposed maser spot map 137 요약 143박