[論文レビュー] Dust formation in massive stars and their explosive ends

Isabelle Cherchneff|ArXiv.org|Sep 1, 2009

Astro and Planetary Science参考文献 1被引用数 4

ひとこと要約

本稿は、初期宇宙における質量星、特にWolf-Rayet (WC) 二重星および対不安定性超新星 (PISNe) におけるダスト形成を調査する。未混合PISN噴出物の化学的動力学的モデルを用いて、分子形成（特にCO、SiS、O₂）がダスト前駆体を枯渇させ、170 M⊙のPISNeではダスト質量が約5.5 M⊙に制限されることを示している。炭素鎖が高温（約4000 K）の衝突風領域で核形成を支配する。

ABSTRACT

We review the observational evidence for dust formation in Wolf-Rayet binary systems and in Type II Supernova ejecta. Existing theoretical models describing the condensation of solids in carbon-rich Wolf-Rayet stars and in Supernovae close by and at high redshift are discussed. We describe new modeling of carbon- and oxygen-based grain nucleation using a chemical kinetic approach applied to the ejecta of massive pair-instability Supernovae in the early universe. Finally, dust formation processes in colliding wind regions of WC binary systems are discussed.

研究の動機と目的

• 質量星、特にWolf-Rayet二重星および対不安定性超新星 (PISNe) が初期宇宙におけるダスト形成に果たす役割を理解すること。
• 高圧力・高温・金属豊富な噴出物の極限的条件下で分子とダストが形成され、生存するメカニズムを解明すること。
• 化学的動力学を用いてPISNeにおけるダスト核形成をモデル化し、分子形成と前駆体枯渇を考慮すること。
• WC二重星系における衝突風領域 (CWRs) とダスト形成の関係、特に周期的および恒常的ダスト生成者との関連を調査すること。
• ゼロ金属量PISNeにおけるダスト質量の上限を定量し、分子相形成がダスト収量に与える影響を評価すること。

提案手法

• ゼロ金属量170 M⊙の前身星を用いたPISN噴出物の化学的動力学的モデル化。未混合でゾーン別に解像されたガス組成に注目する。
• 異なる噴出物ゾーンにおけるガス密度と温度の関数としてCO、SiS、O₂、SO、Cₙ鎖の分子濃度をシミュレーションする。
• すべての利用可能なダスト前駆体（酸化ケイ酸、マグネシウス、FeS、炭素鎖）が固体に完全に凝集すると仮定し、ダスト質量の上限を推定する。
• COの熱的解離とC₂生成経路を組み込み、炭素ダスト核形成機構を評価する。
• 3次元流体力学的シミュレーションと風衝突モデルを用いて、ダスト形成に適したCWRの状態を評価する。
• 完全混合と未混合の噴出物を比較し、マクロな混合効果が核形成に与える影響を分離する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 170 M⊙の前身星を持つゼロ金属量で未混合の対不安定性超新星で、形成可能な最大ダスト質量はどれくらいか？
• RQ2 CO、SiS、O₂などの分子種はPISN噴出物でどのように形成・枯渇し、ダスト核形成にどのような影響を与えるか？
• RQ3 WC二重星の衝突風領域における高温・高密度環境で、炭素ダスト核形成の主な化学的経路は何か？
• RQ4 SN1987Aや他の超新星で観測されたダスト質量が理論的予測を下回る理由は何か？分子形成がこのボトルネックに果たす役割は？
• RQ5 衝突風領域（例：ケルビン＝ヘルムホルツ不安定、薄皮不安定）における流体力学的不安定性が、ダスト凝縮に適した条件をどのように強化するか？

主な発見

• 170 M⊙の未混合PISN噴出物モデルでは、約37.1 M⊙の分子相が形成され、CO、SiS、O₂、SOが主な種であり、それぞれ分子含有量の約70%、約20%、約8%、約2%を占める。
• 170 M⊙のPISNeにおけるダスト質量の上限は約5.5 M⊙、前身星質量の3.2%に相当し、以前の推定より顕著に低い。これは分子形成が主要なボトルネックであることを示唆する。
• 炭素鎖（Cₙ）が炭素ダストの核形成を支配する主な経路であり、水素が存在しても高温（約4000 K）で安定であるため、芳香族化合物よりも先に形成される。
• 20 M⊙の核崩壊超新星モデルでは、分子質量が約1.2 M⊙（前身星質量の6%）に達し、ダストの上限は約0.2 M⊙（前身星質量の1.0%）に達する。
• WR 104のCWRでは、近点通過から約90日遅れてダスト放射が観測され、これは温度が核形成に適切に低下する地点（停止点の下流）でダストが形成されることを示している。
• CWRにおけるダスト形成には、密度（約10¹⁰ cm⁻³）と温度（約4000 K）の高い条件が必要であり、これは風の衝突領域の接触帯でのみ持続可能であり、流体力学的不安定性が密度を増加させ、凝縮を促進する。