[論文レビュー] Nitrogen line spectroscopy of O-stars -- I. Nitrogen III emission line formation revisited

J. G. Rivero González, J. Puls+1 more|arXiv (Cornell University)|Sep 16, 2011

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 58被引用数 38

ひとこと要約

本研究では、fastwindコードにおける非局所熱平衡（NLTE）放射線輸送を用いて、O型星における光学的N III発光線の形成を再検討し、風駆動の速度場—dielectronic再結合ではなく—が三重項線発光を支配することを示した。主な発見は、風の強さが発光強度を制御することであり、これによりN III線がクラッキングやX線効果に依存しない質量放出率の診断に利用可能になることである。

ABSTRACT

This is the first paper in a series dealing with optical Nitrogen spectroscopy of O-type stars, aiming at the analysis of Nitrogen abundances. We implemented a new Nitrogen model atom into the NLTE atmosphere/spectrum synthesis code FASTWIND, and compare the resulting optical NIII lines at 4634/40/42 A with other predictions, mostly from Mihalas & Hummer (1973, ApJ 179, 827,`MH'), and from the alternative code CMFGEN. Using similar model atmospheres as MH (not blanketed and wind-free), we are able to reproduce their results, in particular the triplet emission lines. According to MH, these should be strongly related to dielectronic recombination (DR) and the drain by certain two-electron transitions. However, using realistic, fully line-blanketed atmospheres at solar abundances, the key role of DR controlling these emission features is superseded -- for O-star conditions -- by the strength of the stellar wind and metallicity. In the case of wind-free models, the resulting lower ionizing EUV-fluxes severely suppress the emission. As the mass-loss rate is increased, pumping through the NIII resonance line(s) in the presence of a near-photospheric velocity field results in a net optical triplet line emission. A comparison with results from CMFGEN is mostly satisfactory, except for the range 30 kK < Teff < 35 kK, where CMFGEN triggers the triplet emission at lower Teff than FASTWIND. This effect could be traced down to line overlap effects between the NIII and OIII resonance lines that so far cannot be simulated by FASTWIND. Since the efficiency of DR and `two electron drain' strongly depends on the degree of line-blanketing/-blocking, we predict the emission to become stronger in a metal-poor environment, though lower wind-strengths and Nitrogen abundances might counteract this effect. Weak winded stars should display less triplet emission than stars with `normal' winds.

研究の動機と目的

• O型星における光学的N III発光線（λλ4634–4642）の形成メカニズムを調査すること。これは、'f'-型形態を分類する上で極めて重要である。
• 現実的なO型星の条件下で、dielectronic再結合と星風効果のどちらがこれらの線の励起を支配するかを検証すること。
• 特に金属貧乏環境において、窒素同位体濃度を導出するうえでN III三重項線の信頼性を評価すること。
• 特にO III共鳴線との線の重なりが原因で生じる、fastwindとcmfgenモデルの30,000–35,000 Kにおける発光予測の不一致を解消すること。
• 星風が弱い星においても、N III三重項発光が星の質量放出率を独立して診断する可能性を評価すること。

提案手法

• NLTE大気/スペクトル合成コードfastwindに、完全な線ブランケット化を施したN IIIモデル原子を新たに実装した。
• 非ブランケット化・風なしの同一モデル大気に基づき、Mihalas & Hummer (1973)およびcmfgenコードの予測と、合成されたN IIIスペクトルを比較した。
• 星風に起因する速度場構造がN III三重項線をどのように励起するかを、Swings機構（速度場内での共鳴線ポンプ）を用いてモデル化した。
• 特に30,000–35,000 Kの範囲で、O III共鳴線の重なりがN III源関数に与える影響を定量化した。
• 酸素同位体濃度に敏感かどうかをテストするため、cmfgenでO IIIの遷移強度を50分の1に人工的に低下させ、線の重なり効果が同位体濃度変動に頑健であるかを確認した。
• 特に金属豊富と金属貧乏環境におけるEUV線遮断の役割を評価し、dielectronic再結合効率の低下を抑制する影響を検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 O型星における光学的三重項N III発光線の形成を支配するのは、dielectronic再結合か、風駆動ポンプか？
• RQ2 線ブランケット化がdielectronic再結合の効率とそれに伴うN III発光強度に与える影響は何か？
• RQ3 fastwindとcmfgenモデルが30,000–35,000 K範囲でN III三重項発光の発生温度に不一致を示すのはなぜか？これはO III線との未解像の線の重なりに起因するのか？
• RQ4 N III三重項発光強度は、特に星風が弱い星において、星の質量放出率を信頼できる独立診断に利用できるか？
• RQ5 金属量がN III三重項発光に与える影響は何か？EUV遮断の低下（発光を増強）と窒素ベース濃度の低下という相反する効果が存在するためである。

主な発見

• 現実的で線ブランケット化されたO型星の大気では、Swings機構による風駆動ポンプが支配的であり、dielectronic再結合を上回る主要な励起機構である。
• 風なしまたは弱い風のモデルでは、イオン化EUV放射の減少と速度場ポンプの欠如により、N III三重項発光が顕著に抑制される。
• 源関数にO III共鳴線の重なりを組み込むことで、N III 3d準位の有効なポンプが増加し、孤立したN IIIモデルが予測するよりも冷却温度で強い発光の開始が前倒しになる。
• fastwindとcmfgenの30,000–35,000 K範囲における不一致は、根本的なモデル差異ではなく、解像度の不足による線の重なり効果に起因する。
• cmfgenでO IIIの遷移強度を50分の1に低下させても、結合源関数や発光強度に影響がなかったため、線の重なり効果が酸素同位体濃度の変動に頑健であることが確認された。
• 金属貧乏環境（例：SMC、Z/Z⊙ ≈ 0.2）では、EUV線遮断が減少するためN III三重項発光が予測されるが、これは質量放出率と窒素同位体濃度の低下によって相殺される可能性がある。