[論文レビュー] Clumpy dust clouds and extended atmosphere of the AGB star W Hya revealed with VLT/SPHERE-ZIMPOL and VLTI/AMBER II. Time variations between pre-maximum and minimum light

K. Ohnaka, G. Weigelt+1 more|arXiv (Cornell University)|Nov 14, 2016

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用数 19

ひとこと要約

本研究では、VLT/SPHERE-ZIMPOLの偏光測定とVLTI/AMBERの干渉測定を用いて、W Hydrae星における最小光および前最大光の段階で、時間的に変化する塊状のほこり雲と拡張した大気を明らかにした。最小光時には0.1 μmの小さなほこり粒子が支配的であるのに対し、前最大光時には0.5 μmの大きな粒子が支配的であることが判明し、脈動周期中に粒子成長が進行している可能性を示唆している。

ABSTRACT

Our recent visible polarimetric images of the well-studied AGB star W Hya taken at pre-maximum light (phase 0.92) with VLT/SPHERE-ZIMPOL have revealed clumpy dust clouds close to the star at ~2 Rstar. We present second-epoch SPHERE-ZIMPOL observations of W Hya at minimum light (phase 0.54) in the continuum (645, 748, and 820 nm), in the Halpha line (656.3 nm), and in the TiO band (717 nm) as well as high-spectral resolution long-baseline interferometric observations in 2.3 micron CO lines with the AMBER instrument at the Very Large Telescope Interferometer (VLTI). The high-spatial resolution polarimetric images have allowed us to detect clear time variations in the clumpy dust clouds as close as 34--50~mas (1.4--2.0 Rstar) to the star. We detected the formation of a new dust cloud and the disappearance of one of the dust clouds detected at the first epoch. The Halpha and TiO emission extends to ~150 mas (~6 Rstar), and the Halpha images reveal time variations. The degree of linear polarization is higher at minimum light (13--18%) than that at pre-maximum light. The power-law-type limb-darkened disk fit to the AMBER data in the continuum results in a limb-darkened disk diameter of 49.1+/-1.5 mas and a limb-darkening parameter of 1.16+/-0.49, indicating that the atmosphere is more extended with weaker limb-darkening compared to pre-maximum light. Our Monte Carlo radiative transfer modeling suggests the predominance of small (0.1 micron) grains of Al2O3, Mg2SiO4, and MgSiO3 at minimum light, in marked contrast to the predominance of large (0.5 micron) grains at pre-maximum light. The variability phase dependence of the grain size implies that small grains might just have started to form at minimum light in the wake of a shock, while the pre-maximum light phase might have corresponded to the phase of efficient grain growth.

研究の動機と目的

• AGB星W Hydraeの脈動位相に応じた塊状ほこり構造および拡張大気の時間的変化を調査すること。
• 高空間分解能の偏光および干渉測定を用いて、周囲環境における粒子サイズ分布および組成を特定すること。
• 脈動駆動の衝撃波、ほこり形成、および粒子成長との関係を、内側周囲環境で理解すること。
• 最小光（位相0.54）と前最大光（位相0.92）における物理的状態およびほこりの性質を比較し、ほこり形成の進化傾向を推察すること。

提案手法

• 最小光（位相0.54）におけるW Hyaの高空間分解能可視偏光画像を、VLT/SPHERE-ZIMPOLを用いて3つの連続スペクトル（645、748、820 nm）、Hα（656.3 nm）、TiO（717 nm）で取得した。
• VLTI/AMBERを用いて、2.3 μm近傍のCO第一オーバートーン領域で高スペクトル分解能の長基線干渉測定を実施し、分解能12,000とした。
• AMBERの連続スペクトル可視度を、べき乗則型の縁減衰円盤モデルにフィットさせ、有効星面ディスクサイズおよび縁減衰パラメータを導出した。
• 2次元モンテカルロ放射遷移モデリングを用いて、SPHERE-ZIMPOLの偏光強度マップを解釈し、特定の粒子サイズおよび光学的厚さを持つほこり殻を仮定した。
• Al2O3、Mg2SiO4、MgSiO3粒子を用いたモデルと観測された偏光および強度構造を比較し、組成および粒子サイズ分布を制約した。
• 2つの観測時刻間でのHαおよびTiO発光の形態と偏光の時間的変化を分析し、拡張大気の動的変化を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 W Hydrae周囲のほこり雲の形態と偏光は、最小光と前最大光の間でどのように変化するか？
• RQ2 最小光時の内側周囲環境におけるほこりの特徴的粒子サイズは何か？また、前最大光時のそれと比較するとどうなるか？
• RQ3 HαおよびTiO発光で示される拡張大気は、2つの脈動位相間でどの程度時間的に変化を示すか？
• RQ4 最小光と前最大光の間で星面ディスクの縁減衰はどのように変化するか？これは大気構造にどのような含意を持つか？
• RQ5 観測されたほこり雲分布および偏光の時間的変化を引き起こす物理的メカニズムは何か？

主な発見

• SPHERE-ZIMPOLは、最小光時に3つの塊状ほこり雲を34–50 mas（1.4–2.0 R⋆）で検出した。時間的変化が明確に観測され、前最大光時刻と比較して、1つの新しい雲が形成され、1つの既存の雲が消滅した。
• 最小光時の線形偏光度は13%～18%の間であり、前最大光時よりも高い。これは、散乱が強くまたはほこり分布が非対称である可能性を示唆している。
• HαおよびTiO発光は約150 mas（約6 R⋆）まで拡張しており、2つの観測時刻間で形態に時間的変化が認められ、拡張大気の動的変化を示している。
• VLTI/AMBERデータをべき乗則型縁減衰円盤モデルにフィットさせた結果、縁減衰円盤径は49.1 ± 1.5 mas、縁減衰パラメータは1.16 ± 0.49であった。これは、最小光時により拡張した、かつ縁減衰が弱い大気を示している。
• SPHERE-ZIMPOLデータの最小光時におけるモンテカルロ放射遷移モデリングは、Al2O3、Mg2SiO4、またはMgSiO3粒子を含むほこり殻に最もよく合致した。粒子サイズは0.1 μm、550 nmでの光学的厚さは0.6 ± 0.2、半径は1.3 R⋆および10 ± 2 R⋆であった。
• モデル結果は、粒子サイズに明確な対比を示している。最小光時には0.1 μmの粒子が支配的である一方、前最大光時には0.5 μmの粒子が支配的であった。これは、脈動周期中に粒子成長が進行していることを示唆している。