• 천문학회지
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• 제41권2호
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• pp.23-37
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• 2008

The high-resolution optical region spectroscopic data of the symbiotic nova AG Peg secured with the Hamilton Echelle Spectrograph at the Lick Observatory, have been analyzed along with the International Ultraviolet Explorer UV archive data. We measure about 700 line intensities in the wavelengths of 3859 to $9230{\AA}$ and identify about 300 lines. We construct pure photoionization models that represent the observed lines and the physical condition for this symbiotic nova. The spectral energy distribution of the ionizing radiation is adopted from stellar model atmospheres. Based on photoionization models, we derive the elemental abundances; C & N appear to be similar to be smaller than the Galactic planetary nebular value while O is enhanced. Our result is compared with the Contini (1997, 2003) who analyzed the UV region spectral data with the shock + ionization model. The Fe abundance appears to be enhanced than that of normal planetary nebulae, which suggests that AG Peg may have formed in the Galactic disk. The models indicate that the temperature of the central star which excite the shell gas may have fluctuated to an unexpected extent during the years 1998 - 2002.

• 한국지구과학회지
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• 제38권1호
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• pp.1-10
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• 2017

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.

• 한국지구과학회지
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• 제38권6호
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• pp.405-420
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• 2017

미국 Lick 천문대에서 위상이 다른 세 시기에 공생별 AG Peg을 분광 관측하고 방출선 H I, He II, O III를 조사하였다. 6개의 O III Bowen 선의 FWHM과 선세기를 측정하고 형광 기작 효율을 연구하였다. 세 시기의 O III 일반선과 Bowen 선의 평균 FWHM은 큰 차이가 없었으나 선세기 비는 약 4.0 배 정도로 O III Bowen 선이 높았다. O III Bowen 선의 이론적 세기 비와 관측 세기 비를 비교한 결과, O III ${\lambda}$ 3759.87만 제외하고 관측한 세기가 이론적 세기보다 크다는 사실을 알았다. O III ${\lambda}$ 3791.26과 3754.67의 선세기 비는 세 시기 중에서 2001년도만이 Saraph and Seaton(1980)의 모델과 잘 일치하였다. 다른 두 시기는 AG Peg의 효율(R)을 구할 수 없었으나 2002년은 R=0.47을 얻었다. 이 때문에, 2002년 효율 결과를 기초로 He II ${\lambda}$ 4685.68에 대한 O III 일반선과 Bowen 선의 세기 비를 구하여 시기에 따른 효율 변화를 알아보았다. 그 결과 AG Peg의 효율은 1998년이 가장 높았고 2001년이 가장 낮았다. 결론적으로, 위상에 따른 효율 변화는 이온화된 가스의 전자 온도 변화에 기인하는데, AG Peg의 효율은 전자 온도가 증가함에 따라 증가하고 있다. 우리 연구 결과는 선세기 비 및 효율의 경향성 파악과 공생별에서 이온화된 껍질의 물리적 조건을 이해하는데 사용될 수 있다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제35권1호
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• pp.7-18
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• 2018

We have investigated the intensities and full width at half maximum (FWHM) of the high dispersion spectroscopic N III emission lines of AG Peg, observed with the Hamilton Echelle Spectrograph (HES) in three different epochs at Mt. Hamilton's Lick Observatory. The earlier theoretical Bowen line study assumed the continuum fluorescence effect, presenting a large discrepancy with the present data. Hence, we analyzed the observed N III lines assuming line fluorescence as the only suitable source: (1) The O III and N III resonance line profiles near ${\lambda}$ 374 were decomposed, using the Gaussian function, and the contributions from various O III line components were determined. (2) Based on the theoretical resonant N III intensities, the expected N III Bowen intensities were obtained to fit the observed values. Our study shows that the incoming line photon number ratio must be considered to balance at each N III Bowen line level in the ultraviolet radiation according to the observed lines in the optical zone. We also found that the average FWHM of the N III Bowen lines was about $5km{\cdot}s^{-1}$ greater than that of the O III Bowen lines, perhaps due to the inherently different kinematic characteristics of their emission zones.

• 천문학회지
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• 제53권2호
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• pp.35-42
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• 2020

We analyze high dispersion emission lines of the symbiotic nova AG Pegasi, observed in 1998, 2001, and 2002. The Hα and Hβ lines show three components, two narrow and one underlying broad line components, but most other lines, such as H_I, He_I, and He_II lines, show two blue- and red-shifted components only. A recent study by Lee & Hyung (2018) suggested that the double Gaussian lines emitted from a bipolar conical shell are likely to form Raman scattering lines observed in 1998. In this study, we show that the bipolar cone with an opening angle of 74°, which expands at a velocity of 70 km s^-1 along the polar axis of the white dwarf, can accommodate the observed double line profiles in 1998, 2001, and 2002. We conclude that the emission zone of the bipolar conical shell, which formed along the bipolar axis of the white dwarf due to the collimation by the accretion disk, is responsible for the double Gaussian profiles.