[論文レビュー] Hydrodynamic model atmospheres for WR stars: Self-consistent modeling of a WC star wind

G. Gräfener, W.‐R. Hamann|CERN Bulletin|Oct 28, 2004

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 50被引用数 94

ひとこと要約

本論文は、共動フレームにおける放射移動と流体力学方程式を結合した、最初の自己整合的で非局所熱平衡（non-LTE）のWC5 Wolf-Rayet星風のモデルを提示する。このモデルは、『ホット・アイアン・バンプ』（Fe ix–xvi）の吸収率が光学的に厚い層で強い放射加速度を引き起こし、質量放出を開始することを示している。一方、低励起状態のFe、C、Oイオンは外層の風加速を駆動し、クラッティング効果を含めた状態で観測されたO vi放射線と風構造を再現している。

ABSTRACT

We present the first non-LTE atmosphere models for WR stars that incorporate a self-consistent solution of the hydrodynamic equations. The models account for iron-group line-blanketing and clumping, and compute the hydrodynamic structure of a radiatively driven wind consistently with the non-LTE radiation transport in the co-moving frame. We construct a self-consistent wind model that reproduces all observed properties of an early-type WC star (WC5). We find that the WR-type mass-loss is initiated at high optical depth by the so-called `Hot Iron Bump' opacities (Fe IX-XVI). The acceleration of the outer wind regions is performed by iron-group ions of lower excitation in combination with C and O. Consequently, the wind structure shows two acceleration regions, one close to the hydrostatic wind base in the optically thick part of the atmosphere, and another farther out in the wind. In addition to the radiative acceleration, the `Iron Bump' opacities are responsible for an intense heating of deep atmospheric layers. We find that the observed narrow OVI-emissions in the optical spectra of WC stars originate from this region. By their dependence on the clumping factor we gain important information about the location where the density inhomogeneities in WR-winds start to develop.

研究の動機と目的

• 非局所熱平衡放射移動と流体力学を結合した、WC5 Wolf-Rayet星風の自己整合的モデルの構築。
• Fe M殻イオン（Fe ix–xvi）による放射加速度が、光学的に厚い層で質量放出を引き起こす可能性を検証すること。
• クラッティングが放射加速度に与える影響と、観測された風の性質（例：O vi放射線）に与える影響を特定すること。
• 初期型WC星の観測された終端速度、質量放出率、スペクトル特徴を再現すること。
• 音速点の位置と風加速構造が星の構造モデルと整合しているかを評価すること。

提案手法

• 非局所熱平衡大気コードを流体力学方程式と結合し、風構造と放射輸送を同時に解く。
• 数百万個の重複するスペクトル線を解像するための細かい周波数グリッドを用い、共動フレーム内での正確な放射力計算を確保した。
• 『ホット・アイアン・バンプ』の吸収率増幅（約160 kK付近）をモデル化するため、鉄群線ブランケット（Fe ix–xvi）を組み込んだ。
• 密度不均一性を扱うためにクラッティング係数Dを導入し、有効な質量放出率を√Dで低減した。
• 非局所熱平衡条件下で全イオン化段階の統計的平衡方程式を解いた。
• 観測結果（WR 111：WC5）と比較するため、放射出力と線プロファイルを計算した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Fe M殻イオン（Fe ix–xvi）による放射加速度は、WC星の光学的厚さの高い層から風を駆動できるか？
• RQ2 WC5星の自己整合的流体力学的風モデルにおいて、音速点はどこに位置するか？
• RQ3 クラッティング効果は、放射加速度と観測されたO vi放射線線にどのように影響を与えるか？
• RQ4 観測されたO vi放射線は、『ホット・アイアン・バンプ』によって駆動される高温の深層大気から発生するか？
• RQ5 特に2つの加速領域を持つ風構造は、標準的なCAK理論の予測とどのように異なるか？

主な発見

• 音速点は高い光学的厚さ（τ ≈ 100）と高い温度（T_s = 199 kK）に位置し、『ホット・アイアン・バンプ』の吸収率増幅と整合的である。
• 2つの明確な加速領域が特定された：深層部ではFe ix–xviによる急激な加速、外層部では低励起状態のFe、C、Oイオンによる緩やかな加速。
• 観測されたO viの鋭い線は、『ホット・アイアン・バンプ』と高い星面温度（T_⋆ ≈ 140 kK）によって加熱された深層大気層から発生している。
• 放射力はクラッティング係数Dに強く依存しており、O vi線は風におけるクラッティングの発生を診断する指標となる。
• モデルから得られた放射出力と風の終端速度は、WC5星WR 111の観測結果と整合的である。
• 外層風において、標準CAK理論とは顕著な違いが認められ、特に速度勾配の変化に対する放射力の応答が顕著に異なっている。これは、線の重複と再結合カスケードの影響による可能性が示唆される。