[論文レビュー] Crystalline silicate dust around evolved stars II. The crystalline silicate complexes

F. J. Molster, L. B. F. M. Waters+1 more|UvA-DARE (University of Amsterdam)|Jan 18, 2002

Phase Equilibria and Thermodynamics参考文献 12被引用数 123

ひとこと要約

本論文は、ISO赤外分光法を用いて、進化した酸素豊富星における結晶性ケイ酸塩の放射帯を分析し、49本の狭帯域を7つのスペクトルコンプレックス（10–60 μm）に分類した。Mgを多く含む olivine や pyroxene が支配的であり、ディスク状（強い帯域、高い結晶性）と外部流れ（弱い帯域、H₂O氷優勢）の源には明確なスペクトル的差異が認められ、高温結晶化と低温結晶化による異なる形成歴を示している。

ABSTRACT

This is the second paper in a series of three in which we present an exhaustive inventory of the 49 solid state emission bands observed in a sample of 17 oxygen-rich dust shells surrounding evolved stars. Most of these emission bands are concentrated in well defined spectral regions (called complexes). We define 7 of these complexes; the 10, 18, 23, 28, 33, 40 and 60 micron complex. We derive average properties of the individual bands. Comparison with laboratory data suggests that both olivines (Mg(2x)Fe(2-2x)SiO(4)) and pyroxenes (Mg(x)Fe(1-x)SiO(3)) are present, with x close to 1, i.e. the minerals are very Mg-rich and Fe-poor. This composition is similar to that seen in disks surrounding young stars and in the solar system comet Hale-Bopp. A significant fraction of the emission bands cannot be identified with either olivines or pyroxenes. Possible other materials that may be the carriers of these unidentified bands are briefly discussed. There is a natural division into objects that show a disk-like geometry (strong crystalline silicate bands), and objects whose dust shell is characteristic of an outflow (weak crystalline silicate bands). In particular, stars with the 33.5 micron olivine band stronger than about 20 percent over continuum are invariably disk sources. Likewise, the 60 micron region is dominated by crystalline silicates in the disk sources, while it is dominated by crystalline H(2)O ice in the outflow sources. We show that the disk and outflow sources have significant differences in the shape of the emission bands. This difference must be related to the composition or grain shapes of the dust particles. The incredible richness of the crystalline silicate spectra observed by ISO allows detailed studies of the mineralogy of these dust shells, and is the origin and history of the dust.

研究の動機と目的

• 高分解能赤外分光法を用いて、進化星における結晶性ケイ酸塩の放射帯を特定・特徴付けること。
• 酸素豊富な周囲星間環境におけるダストの鉱物学的組成を特定すること。
• スペクトル的特徴に基づいて、ディスク状と外部流れの幾何学的構造におけるダスト形成プロセスの差を明らかにすること。
• 結晶化温度と粒子構造が観測された赤外帯に与える影響を評価すること。
• 未割り当ての特徴を特定し、宇宙ダストアナログの新たな実験データの必要性を評価すること。

提案手法

• 2–200 μmをカバーするISO Short-およびLong-Wavelength Spectrographデータの分析。
• スペクトルフィッティングと実験室データとの比較による狭帯域の同定。
• 7つのスペクトルコンプレックス（10、18、23、28、33、40、60 μm）へのバンドの分類。
• olivine（Mg₂xFe₂-₂xSiO₄）および pyroxene（MgₓFe₁₋ₓSiO₃）の実験室スペクトルと観測された帯域形状・強度の比較。
• 結晶構造の影響、特に enstatite における結晶学的軸の低下が実験室データからのスペクトルずれを説明する可能性を評価。
• 冷たく不均一な環境におけるH₂O氷の結晶性および遮蔽機構の評価。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 進化した酸素豊富星のダストシェルに、どの結晶性ケイ酸塩鉱物が支配的であるか？
• RQ2 ディスク状と外部流れの幾何学的構造における結晶性ケイ酸塩帯のスペクトル的特徴は、どのように異なるか？
• RQ3 10–60 μmの放射帯の相対的強度と形状は、ダスト形成の温度および環境に何を示唆するか？
• RQ4 一部の観測帯が標準的なolivineおよびpyroxeneの実験室スペクトルと一致しないのはなぜか？
• RQ5 冷たくUVにさらされる環境でも、結晶性H₂O氷がどのようにして生存できるのか？

主な発見

• 49本の狭帯域が同定され、10–60 μmの間で7つの明確なスペクトルコンプレックスに分類された。
• すべてのディスク状源において、33.5 μmのolivine帯域は連続分光に対して25%以上強いため、ディスク幾何学的構造の明確な形態的指標となる。
• ディスク源では60 μm付近に強い結晶性ケイ酸塩放射が観測されるが、外部流れ源では同領域で結晶性H₂O氷が支配的である。
• 大部分の帯域は、Mgを多く含むolivineおよびpyroxene（x ≈ 1）によって最もよく説明され、原始惑星系円盤およびハール＝ボップ彗星と同様の組成を示す。
• 観測された特徴の約20%は未割り当てであり、強度比からolivineおよびpyroxene以外の追加の少量成分が存在する可能性が示唆される。
• enstatiteにおける結晶学的軸の低下が、実験室データからのスペクトルずれを説明する可能性があり、低密度の外部流れにおける気相由来の形成を支持する。