[論文レビュー] Micron-sized forsterite grains in the pre-planetary nebula of IRAS 17150-3224 - Searching for clues on the mysterious evolution of massive AGB stars

B. L. de Vries, K. M. Maaskant+4 more|UvA-DARE (University of Amsterdam)|Feb 24, 2015

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 67被引用数 10

ひとこと要約

本研究では、放射線輸送モデルを用いて、原始惑星ネbulaであるIRAS 17150-3224におけるマイクロメートルサイズのフォスタライト粒子の粒子径および空間的分布を制約する。その結果、フォスタライト粒子は主に2–6 μmのサイズに集中しており、質量放出率が10⁻³ M☉/yrを超えるハイパーウインド期に形成された可能性が示唆される。一方、マイクロメートル未満の粒子が存在しないのは、未知のアモルファス化プロセスによるものかもしれない。

ABSTRACT

We study the grain properties and location of the forsterite crystals in the circumstellar environment of the pre-planetary nebula (PPN) IRAS 17150-3224 in order to learn more about the as yet poorly understood evolutionary phase prior to the PPN. We use the best-fit model for IRAS 17150-3224 of Meixner et al. (2002) and add forsterite to this model. We investigate different spatial distributions and grain sizes of the forsterite crystals in the circumstellar environment. We compare the spectral bands of forsterite in the mid-infrared and at 69 micrometre in radiative transport models to those in ISO-SWS and Herschel/PACS observations. We can reproduce the non-detection of the mid-infrared bands and the detection of the 69 micrometre feature with models where the forsterite is distributed in the whole outflow, in the superwind region, or in the AGB-wind region emitted previous to the superwind, but we cannot discriminate between these three models. To reproduce the observed spectral bands with these three models, the forsterite crystals need to be dominated by a grain size population of 2 micrometre up to 6 micrometre. We hypothesise that the large forsterite crystals were formed after the superwind phase of IRAS 17150-3224, where the star developed an as yet unknown hyperwind with an extremely high mass-loss rate (10^-3 Msol/yr). The high densities of such a hyperwind could be responsible for the efficient grain growth of both amorphous and crystalline dust in the outflow. Several mechanisms are discussed that might explain the lower-limit of 2 micrometre found for the forsterite grains, but none are satisfactory. Among the mechanisms explored is a possible selection effect due to radiation pressure based on photon scattering on micron-sized grains.

研究の動機と目的

• IRAS 17150-3224の周囲星間環境におけるフォスタライト結晶の粒子径および空間的分布を特定すること。
• 前惑星ネbulaにおける巨大AGB星の進化の謎を、ダスト特性の分析によって解明すること。
• 放射圧か粒子成長メカニズムのどちらが観測されたフォスタライト粒子の下限サイズを説明できるかを検証すること。
• ハイパーウインド期が巨大AGB星における効率的なダスト粒子成長を可能にする役割を調査すること。

提案手法

• MCMaxコードを用いた放射線輸送モデリングにより、スペクトルエネルギー分布および中赤外域および69 μmバンド特徴を再現する。
• 全噴出域、スーパーウインド領域、AGBウインド領域、トーラス、およびディスク状の赤道構造といった、異なる空間的分布をモデル化する。
• Meixnerら（2002）のSEDおよび画像フィッティングモデルに、0.1–10 μmのさまざまな粒子径分布を持つフォスタライト粒子を組み込む。
• 合成スペクトルをISO-SWSおよびHerschel/PACS観測と比較することで、粒子特性を制約する。
• 粒子径の関数としての放射圧効率（β）を計算し、風駆動の可能性を評価する。
• 選択的破壊または小粒子フォスタライトのアモルファス化といった、競合するメカニズムを評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 IRAS 17150-3224の周囲噴出域におけるフォスタライトの主な粒子径集団は何か？
• RQ2 噴出域のどの領域（全領域、スーパーウインド領域、またはAGBウインド領域）にフォスタライト粒子が最も集中していると考えられるか？
• RQ3 観測されたフォスタライト粒子径に約2 μmの下限がある理由は何か？その背後にある物理的プロセスは何か？
• RQ4 69 μmスペクトル特徴はフォスタライトのみで完全に説明できるか、それとも他のダスト種が必要か？
• RQ5 質量放出率が10⁻³ M☉/yrを超えるハイパーウインド期が、観測された粒子成長および粒子径分布を説明できるか？

主な発見

• IRAS 17150-3224におけるフォスタライト粒子は、観測された69 μmバンドおよび中赤外特徴の非検出を再現するために必要な2–6 μmのサイズ集団に支配されている。
• モデルは、フォスタライトが全噴出域、スーパーウインド領域、またはスーパーウインド前のAGBウインド領域に分布しているかどうかを区別できない。
• トーラスおよびディスク状モデルは、過剰な吸収特徴または69 μmバンドが弱すぎるために除外される。
• 69 μmバンドの青肩はフォスタライトのみでは説明できず、マイクロメートルサイズのオルトフェニサイト粒子によるものかもしれない。
• フォスタライト粒子の下限サイズが約2 μmであるのは、放射圧フィルタリングによる可能性は低く、βは約0.5 μmでピークを示し、粒子が大きくなると減少する。
• 既知の宇宙空間におけるアモルファス化プロセスは、短命なハイパーウインド期には遅すぎるため、マイクロメートル未満のフォスタライト粒子が選択的に破壊される未知のアモルファス化機構が存在する可能性がある。