[論文レビュー] A study on the nature of the peculiar supergiant HD101584

Eric J. Bakker, H. J. G. L. M. Lamers+4 more|arXiv (Cornell University)|Sep 21, 1995

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 2被引用数 3

ひとこと要約

本研究は、多波長の光度測定および分光測定を用いて、特異な超巨星HD101584を調査した。B9II型の星が低質量の後AGB起源であることが特定され、白色矮星である可能性の高い連星の伴星と、システムをめぐる円盤が存在する。質量放出率は約10⁻⁸ M☉ yr⁻¹、風の最終速度は100±30 km s⁻¹であり、星の特異なUV-光学エネルギー分布は、明確に分離されたUVおよび光学の発光成分によって説明される。

ABSTRACT

We present a study of low- and high-resolution ultraviolet, high-resolution optical CAT/CES spectra and ultraviolet, optical and infrared photometry of the peculiar supergiant HD101584. From the photometry we learn that the ultraviolet and optical energy distribution cannot be fitted in a consistent way and we need a model in which the UV and optical energy distribution are formed by different gas. The Geneva photometry is best fitted to a B9II Kurucz model, Teff=12000+-1000K and log g=3.0 +-1.0, with an extinction of E(B-V)=0.49+-0.05. The observed spectral features in the spectrum of HD101584 are classified in eight different categories based on the velocity, shape of profile and the identification. The high-excitation HeI(chi=20.87eV), NII(chi=18.40eV), CII (chi=14.39eV) and NI (chi=10.29eV) optical absorption lines are formed in the photosphere of a late B-star (e.g. B8-9I-II). These absorption lines show radial velocity variations which are attributed to binary motion, with the secondary being a white dwarf or a low-mass main sequence object. The low-excitation P-Cygni lines in the optical and UV are formed in the wind. The number density of absorption lines in the UV is so large that the wind spectrum acts as an iron curtain in front of the B-star. The terminal velocity of the wind of $v_{\infty}=100\pm30$ km~s$^{-1}~$ is consistent with the star being a low-mass post-AGB star and the low effective gravity is attributed to the presence of a nearby, unseen, secondary. We estimate a mass-loss rate of M$\approx 10^{-8}$~M$_{\odot}$~yr$^{-1}$. Narrow absorption and emission lines are observed which are formed in a circumsystem disk with a typical radius of $10^{2} R_{\ast}$.

研究の動機と目的

• 特異な超巨星HD101584の性質および物理的性質を特定すること。
• その紫外線および光学エネルギー分布に見られる不一致を解明すること。
• 複雑なスペクトル線形（吸収線および発光線）の起源を特定すること。
• 円星周囲円盤および連星系の存在と特性を調査すること。
• 星の質量放出率および風の性質を制約すること。

提案手法

• エネルギー分布をモデル化するため、低・高分解能の紫外線、光学、赤外線の光度測定を分析した。
• 高分解能のCAT/CES光学スペクトルを用いて、ドップラー速度、線形の形状、イオン化エネルギーに基づきスペクトル特徴を同定・分類した。
• 光球層の吸収線（HeI, NII, CII, NI）のモデリングにより、星のパラメータおよび径速度の変動を推定した。
• UVおよび光学線におけるP-Cygniプロファイルの解釈により、風の最終速度および質量放出率を導出した。
• 幅の狭い吸収線および発光線を、約10² R*の距離に位置するシステムをめぐる円盤の印と考えた。
• Kuruczモデル大気（B9II型、Teff=12000±1000 K、log g=3.0±1.0）にE(B-V)=0.49±0.05の減光を適用し、Geneva光度測定に適合させた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 HD101584の紫外線と光学エネルギー分布の不一致の原因は何か？
• RQ2 高励起状態の吸収線で観測された径速度変動の性質は何か？
• RQ3 紫外線域に多数存在する吸収線の群の起源は何か？また、観測スペクトルにどのように影響を与えるか？
• RQ4 幅の狭い発光線および吸収線の物理的構造と位置は何か？
• RQ5 HD101584の質量放出率および風の最終速度は何か？また、それらはその進化段階とどのように関係しているか？

主な発見

• HD101584の紫外線および光学エネルギー分布は、B9II型の星と別個のUV発光風または円盤という、2つの明確に分離されたガス的成分によって最もよく説明される。
• 光球層の吸収線（HeI, NII, CII, NI）は、Teff=12000±1000 K、log g=3.0±1.0の後期B型星を示しており、B9IIスペクトル型と整合的である。
• 高励起状態の線での径速度変動は、白色矮星または低質量の主系列星である可能性の高い連星系の存在を示唆している。
• 風の最終速度はv∞=100±30 km s⁻¹で測定され、低質量の後AGB星と整合的である。
• 質量放出率はM≈10⁻⁸ M☉ yr⁻¹と推定され、後AGB天体としては中程度の質量放出を示している。
• 幅の狭い吸収線および発光線は、典型的には10² R*の距離に位置するシステムをめぐる円盤から発生しており、回転または噴出流の運動学的構造を示している。