[論文レビュー] Crystalline silicates in Planetary Nebulae with [WC] central stars

Lbfm Waters, D. A. Beintema+7 more|University of Groningen research database (University of Groningen / Centre for Information Technology)|Feb 23, 1998

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 14

ひとこと要約

本研究では、[WC]中心星を有する2つの惑星状星雲（BD+30 3639およびHe 2-113）のISO-SWS赤外分光法を用いて、最近の結晶性ケイ酸塩ごみの特徴とC豊富なごみ（PAHs）を明らかにした。これは、過去1,000年以内に酸素豊富から炭素豊富への化学的転移が起きたことを示唆している。研究結果は、後AGB熱パルスが変化を引き起こしたことを示しており、HおよびHeを豊富に含む層の混合が、残存するHを含むごみにもかかわらず、現在の[WC]星の組成を説明している。

ABSTRACT

We present ISO-SWS spectroscopy of the cool dusty envelopes surrounding two Planetary Nebulae with [WC] central stars, BD+30~3639 and He~2-113. The lambda < 15micron region is dominated by a rising continuum with prominent emission from C-rich dust (PAHs), while the long wavelength part shows narrow solid state features from crystalline silicates. This demonstrates that the chemical composition of both stars changed very recently (less than 1000 years ago). The most likely explanation is a thermal pulse at the very end of the AGB or shortly after the AGB. The H-rich nature of the C-rich dust suggests that the change to C-rich chemistry did not remove all H. The present-day H-poor [WC] nature of the central star may be due to extensive mass loss and mixing following the late thermal pulse.

研究の動機と目的

• 高分解能赤外分光法を用いて、[WC]中心星を有する惑星状星雲のごみ組成を調査すること。
• これらの系における酸素豊富から炭素豊富への化学的転移の時期と性質を特定すること。
• [WC]中心星の形成を引き起こす要因として、後AGB熱パルスか非常に遅い熱パルスのどちらが適切かを評価すること。
• 結晶性ケイ酸塩およびPAHsの存在と性質を、最近の質量放出および核合成処理のトレーサーとして検討すること。
• BD+30 3639のごみ放射スペクトルをモデル化し、質量放出率および殻の質量を制約すること。

提案手法

• 赤外宇宙望遠鏡（ISO）搭載の短波長分光器（SWS）を用いて、2.4–45 μmの全スペクトルスキャンを取得した。
• バージョン5.3のオフライン解析パイプラインを用いてSWSデータを処理し、シグマクリッピング、平均化、均一な分解能250への再ビニングを実施した。
• アパーチャーの変更やポイントングエラーの影響で27.5および29.0 μmで発生するフラックスジャンプを補正した。BD+30 3639ではバンド3Eおよび4で17%のフラックス補正を実施した。
• オリビンおよびパイラーゾリットケイ酸塩の実験室データと観測スペクトルを比較して、固体状態の特徴を同定した。
• 目視による連続分量の差し引きにより、ごみ種の狭い発光特徴を分離した。
• BD+30 3639のためのごみモデルを構築し、C豊富なごみ（PAHs）とO豊富な分離殻（結晶性ケイ酸塩）の寄与を、動的年齢の推定値と質量放出率の制約を用いてフィッティングした。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 BD+30 3639およびHe 2-113の長波長スペクトルに観測された結晶性ケイ酸塩特徴の起源は何か？
• RQ2 これらのネビュラの中心星が酸素豊富から炭素豊富への化学的転移を遂げたのは、どのくらい前か？
• RQ3 これらの系における[WC]中心星の形成は、後AGB熱パルスか非常に遅い熱パルスのどちらによって最も適切に説明できるか？
• RQ4 O豊富なごみ殻の質量と動的年齢は何か？また、これは通常のAGB質量放出時間スケールとどのように比較できるか？
• RQ5 H豊富なC豊富なごみ（PAHs）の存在は、化学的転移の過程で水素が完全に除去されていなかったことをどの程度示唆しているか？

主な発見

• BD+30 3639およびHe 2-113の両方でλ > 20 μmの結晶性ケイ酸塩特徴が確認され、中心星が非常に最近まで酸素豊富であったことが裏付けられた。BD+30 3639のO豊富殻の動的年齢は約1,050年であった。
• H豊富な特徴を示すC豊富なごみ（PAHs）の存在は、酸素豊富から炭素豊富への化学的転移が1,000年未満前に起きたことを示唆している。
• BD+30 3639のC豊富なごみ殻の質量は約0.01 M⊙であり、若い後AGB星のHおよびHe層の合計質量と同等であった。これは外層の完全な除去を示唆している。
• 観測されたごみ特徴は非常に遅い熱パルスとは整合しない。このようなイベントでは、O豊富なごみが1,000〜1,500年以内に保存されない。
• データは、後AGB熱パルス（PAGBパルス）がHおよびHeを豊富に含む層の混合を十分に引き起こし、[WC]星を形成できることを示唆している。これは、効率的な混合が起こらないと予測した従来のモデルとは矛盾する。
• BD+30 3639のO豊富殻の質量は約0.37 M⊙と推定され、質量放出時間スケールは約5,000年であった。これは通常のAGB間欠パルス周期よりも短い。