[論文レビュー] Axi-symmetric Models of B[e] Supergiants: I. The Effective Temperature and Mass-loss Dependence of the Hydrogen and Helium Ionization Structure

J. Zsargó, D. J. Hillier+1 more|ArXiv.org|Dec 6, 2007

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 36被引用数 15

ひとこと要約

本研究では、ASTAROTHコードを用いた2次元非局所熱平衡放射線輸送シミュレーションにより、軸対称B[e]超巨星の包層における水素およびヘリウムのイオン化をモデル化した。その結果、中性水素ディスクは極めて極端な条件下（Ṁ > 10⁻⁵ M⊙ yr⁻¹ および T_eff ≤ 18,000 K）でのみ形成され、かつそれらは約3 R*以降にのみ形成されることが判明した。また、励起状態からの水素のイオン化が中性Hを顕著に抑制しており、従来の解析的モデルが過大評価していた中性H領域の広がりを説明する上で重要な要因である。シミュレートされたHαおよびC IVプロファイルは、二重ピーク発光や弱いUV共鳴線といった観測的特徴を再現した。

ABSTRACT

We calculate the hydrogen and helium ionization in B[e] envelopes and explore their dependence on mass-loss and effective temperature. We also present simulated observations of the Halpha emission line and the C IV 1550 doublet, and study their behavior. This paper reports our first results in an ongoing study of B[e] supergiants, and provides a glimpse on the ionization of the most important elements in self-consistent numerical simulations. Our newly developed 2D stellar atmosphere code, ASTAROTH, was used for the numerical simulations. The code self-consistently solves for the continuum radiation, non-LTE level populations, and electron temperature in axi-symmetric stellar envelopes. Observed profiles were calculated by an auxiliary program developed separately from ASTAROTH. In all but one of our models, H remained fully ionized. Due to ionizations from excited states it is much more difficult to get a H neutral disk than indicated by previous analytical calculations. Near the poles, the ionization is high in all models, while helium recombined in the equatorial regions for all but our lowest mass-loss rate. Although the model parameters were not adjusted to provide fits to any particular star, the theoretical profiles show some features seen in the profiles of R126. These include the partially resolved double peaked profile of Halpha, and the weak emission associated with the UV C IV resonance line.

研究の動機と目的

• 軸対称B[e]超巨星の包層における有効温度および質量放出率の変動に伴う水素およびヘリウムのイオン化構造の依存関係を調査すること。
• 励起状態からのイオン化を無視した従来の解析的モデルの限界を評価すること。
• R126のような実際の星と比較可能な観測可能なスペクトル特徴（例：HαおよびC IV λλ1550プロファイル）をシミュレートすること。
• 観測されたイオン化および発光線行動を説明できる、さまざまな包層構造（例：ケプラー的ディスク対比bi-stability）の妥当性を検討すること。
• 将来のLMC/SMC sgB[e]星の分光的解析の基盤を、回転および線吸収の影響を含む改善された2次元モデルを用いて築くこと。

提案手法

• ASTAROTH 2次元星気候コードを用いて、軸対称包層における連成的連続放射、非局所熱平衡準位分布、および電子温度を自己自己一貫的に解いた。
• 異なる有効温度（T_eff）および質量放出率（Ṁ）を想定した2次元グリッドを用いて、星風および赤道ディスク構造をモデル化した。
• HαおよびC IV λλ1550の合成ラインプロファイルを生成する別途の補助プログラムを用いて、放射出射スペクトルを計算した。
• 非局所熱平衡放射線輸送を適用し、水素およびヘリウムの励起状態からのイオン化を含めたイオン化構造を計算した。
• sgB[e]星の性質の上端領域をカバーするパラメータ空間を探索した。特に高Ṁおよび低T_eff領域を重点的に検討した。
• 理論的プロファイルをR126の観測スペクトルと比較し、モデルの現実性を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 B[e]超巨星の包層において、どのような条件下で中性水素ディスクが形成されるのか。また、それはT_effおよびṀにどのように依存するか。
• RQ2 軸対称モデルにおける水素およびヘリウムのイオン化状態は、緯度および半径に応じてどのように変化するか。
• RQ3 なぜ従来の解析的モデルは、自己一貫したシミュレーションと比較して中性水素領域の広がりを過大評価しているのか。
• RQ4 シミュレートされたHαおよびC IV λλ1550プロファイルは、R126で観測された特徴をどの程度再現できるか。
• RQ5 励起状態からの水素のイオン化は、ディスク内の中性Hの形成を抑制する上で果たす役割は何か。

主な発見

• 中性水素ディスクは、Ṁ > 10⁻⁵ M⊙ yr⁻¹ および T_eff ≤ 18,000 K の唯一のモデルでのみ形成され、かつそれは約3 R*以降にのみ形成される。星の表面には広がっていない。
• 励起状態からの水素のイオン化が中性Hを顕著に抑制しており、従来の解析的モデルが予測したよりもはるかに形成が困難であることが示された。
• ヘリウムはṀ < 10⁻⁶ M⊙ yr⁻¹ を除くすべての条件下で赤道面で再結合しているため、ほとんどの状況下で中性ヘリウムディスクが形成されている。
• 極域はすべてのモデルで強くイオン化されており、UV領域で強いC IV発光が観測され、P Cygniプロファイルと整合的である。
• シミュレートされたHαプロファイルは部分的に解像された二重ピーク構造を示し、C IVプロファイルは弱い発光を示しており、R126で観測された特徴と一致した。
• Hα発光の強度はディスク・ウィンド界面の投影面積に比例しており、Hαは主に赤道ディスクで形成されていることが示された。