[論文レビュー] Circumstellar C2, CN, and CH+ in the optical spectra of post-AGB stars

Eric J. Bakker, E. F. van Dishoeck+2 more|arXiv (Cornell University)|Oct 9, 1996

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 7被引用数 27

ひとこと要約

本研究では、16個の後-AGB星およびIRC+10216の高分解能光学スペクトルを分析し、周囲惑星的C2、CN、CH+の分子特徴を調査した。C2およびCNの吸収はAGB噴出物質に起因しており、その膨張速度はCO線測定値と一致することが確認された。一方、CH+の存在は、高温のダストおよび衝撃領域で形成される可能性のある内側領域に関連しており、C2/CNは冷たいダストおよび21 μm特徴に関連していることが示された。

ABSTRACT

We present optical high-resolution spectra of a sample of sixteen post-AGB stars and IRC +10216. Of the post-AGB stars, ten show C2 Phillips and Swan and CN Red System absorption, one CH+ emission, one CH+ absorption, and four without any molecules. We find typically Trot=43-399, 155-202, and 18-50 K, log N = 14.90-15.57, 14.35, and 15.03-16.47 cm-2 for C2, CH+, and CN respectively, and 0.620. The presence of C2 and CN absorption is correlated with cold dust (Tdust<300K) and the presence of CH+ with hot dust (Tdust>300K). All objects with the unidentified 21mum emission feature exhibit C2 and CN absorption, but not all objects with C2 and CN detections exhibit a 21mum feature. The derived expansion velocity, ranging from 5 to 44 km/s, is the same as that derived from CO millimeter line emission. This unambiguously proves that these lines are of circumstellar origin and are formed in the AGB ejecta (circumstellar shell expelled during the preceding AGB phase). Furthermore there seems to be a relation between the C2 molecular column density and the expansion velocity, which is attributed to the fact that a higher carbon abundance of the dust leads to a more efficient acceleration of the AGB wind. Using simple assumptions for the location of the molecular lines and molecular abundances, mass-loss rates have been derived from the molecular absorption lines and are comparable to those obtained from CO emission lines and the infrared excess.

研究の動機と目的

• 後-AGB星の光学スペクトルにおける周囲惑星的C2、CN、CH+分子バンドの特定および特徴化を行う。
• AGB噴出物質内の分子ガスの物理的状態（回転温度、吸収濃度、膨張速度）を特定する。
• 分子特徴、ダスト温度、未解明の21 μm放射特徴との相関関係を調査する。
• 分子吸収線から質量放出率を導出し、CO放射および赤外過剰と照合する。
• CH+の起源を、COおよびダスト成分の運動学と比較することで評価する。

提案手法

• 高分解能光学分光法は、ウィリアム・ヘーシェル望遠鏡およびマクドナルド2.7m望遠鏡に搭載されたウトレヒト・エッケルススペクトログラフを用いて取得された。
• 分子バンドの同定は、C2（フィリップスおよびスワン系）、CN（レッド系）、CH+（A1Π–X1Σ+）の回転遷移解析によって行われた。
• 観測された線強度から回転ダイアグラムを構築し、回転温度および吸収濃度を導出した。
• 分子線のドップラーシフトから膨張速度を測定し、COミリ波長線データと照合した。
• 導出された吸収濃度と仮定された分子割合およびシェル幾何学を用いて、質量放出率を推定した。
• 同位体線の非検出は、12C/13C比に下限値（>20）を設定するために用いられた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測されたC2、CN、CH+特徴は周囲惑星的起源であり、AGB噴出物質に起因するものか？
• RQ2 C2およびCN吸収の存在は、冷たいダスト（T_dust ≤ 300 K）または21 μm放射特徴の存在とどのような関係にあるか？
• RQ3 光学分子線から導かれた膨張速度は、COミリ波長放射からのものとどのように比較できるか？
• RQ4 CH+の物理的起源は何か—AGB噴出物質内か、衝撃的な内側領域（例：衝撃を受ける円形二重星ディスク）か？
• RQ5 分子吸収線は、COおよび赤外過剰からの値と同等の信頼性を持つ質量放出率推定を可能にするか？

主な発見

• 16個の後-AGB星のうち10個でC2およびCN吸収が検出され、1個でCH+発光、1個でCH+吸収、残りの4個では分子特徴が検出されなかった。
• 回転温度は、C2が通常43–399 K、CH+が155–202 K、CNが18–50 Kであり、C2は超熱的励起、CNは準熱的励起とされた。
• 吸収濃度は、log N(C2) = 14.90–15.57 cm⁻²、log N(CH+) = 15.03–16.47 cm⁻²、log N(CN) = 14.35 cm⁻²であり、N(CN)/N(C2)比は0.6から11.2の間であった。
• 同位体線の非検出により、12C/13C同位体比は>20に制限された。
• C2およびCN吸収は冷たいダスト（T_dust ≤ 300 K）と強く相関しており、CH+は高温のダスト（T_dust ≥ 300 K）に関連している。
• 21 μm放射特徴を示す星はすべてC2およびCN吸収を示したが、C2/CNが検出された星がすべて21 μm特徴を示すとは限らなかった。