[論文レビュー] Numerical simulations of stellar SiO maser variability. Investigation of the effect of shocks

E. M. L. Humphreys, M. D. Gray+4 more|Research Explorer (The University of Manchester)|Feb 22, 2002

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 45被引用数 75

ひとこと要約

本研究では、恒星の流体力学的脈動モデルとSiOメーザーの放射線輸送コードを組み合わせ、AGB星におけるメーザーの変動を、衝撃波に起因する物理的状態の変化に注目してシミュレートした。リング状のメーザー構造や適切な運動の再現に成功したが、冷却の簡素化、時間変化する赤外放射場の欠落、化学進化の欠如により、モデルは性能を発揮しない。衝撃波の影響だけでは観測されたメーザーの変動を完全に説明できないことが示唆された。

ABSTRACT

A stellar hydrodynamic pulsation model has been combined with a SiO maser model in an attempt to calculate the temporal variability of SiO maser emission in the circumstellar envelope (CE) of a model AGB star. This study investigates whether the variations in local physical conditions brought about by shocks are the predominant contributing factor to SiO maser variability because, in this work, the radiative part of the pump is constant. We find that some aspects of the variability are not consistent with a pump provided by shock-enhanced collisions alone. In these simulations, gas parcels of relatively enhanced SiO abundance are distributed in a model CE by a Monte Carlo method, at a single epoch of the stellar cycle. From this epoch on, Lagrangian motions of individual parcels are calculated according to the velocity fields encountered in the model CE during the stellar pulsation cycle. The potentially masing gas parcels therefore experience different densities and temperatures, and have varying line-of-sight velocity gradients throughout the stellar cycle, which may or may not be suitable to produce maser emission. At each epoch (separated by 16.6 days), emission lines from the parcels are combined to produce synthetic spectra and VLBI-type images. We report here the results for v=1, J=1-0 (43-GHz) and J=2-1 (86-GHz) masers.

研究の動機と目的

• 衝撃波に起因する密度、温度、速度勾配の変化が、AGB星におけるSiOメーザーの変動を支配しているかどうかを調査すること。
• 定常的な放射ポンプ機構が、動的衝撃構造と組み合わせることで、観測されたメーザー光曲線と運動学を再現できるかどうかを検証すること。
• 非断熱的衝撃波、冷却 timescale、化学的不均一性が、メーザー放射のプロファイルと空間的形状に果たす役割を評価すること。
• 放射線輸送、衝撃冷却、化学進化の欠如といった、現在のモデルの欠陥が、観測されたメーザー行動を正確に再現できない理由を特定すること。
• 今後のモデル化を支援するため、時間依存する赤外放射場、正確な衝撃冷却、SiOおよびCO やH2Oといった冷却分子の動的化学を含む、主な改善点を特定すること。

提案手法

• SiO濃度が高められたガスパラメータを、流体力学的恒星モデルの速度場に従って脈動サイクル全体を追跡するラグランジュ的アプローチを採用した。
• 16.6日ごとに、局所的な密度、温度、速度勾配に基づいてメーザー増幅を計算する放射線輸送コードを用いてメーザー放射を算出する。
• $v=1$, $J=1-0$（43-GHz）および$J=2-1$（86-GHz）遷移について、合成スペクトルおよびVLBIに類似した画像を生成し、観測結果と比較した。
• モデルは定常的な放射ポンプを仮定しており、衝撃波に起因する衝突ポンプの強化が果たす役割を分離して評価した。
• 衝撃冷却は流体力学的 timescale（60–100日）でモデル化されたが、COなどの分子冷却剤が欠落しているため、冷却 timescale が長すぎた。
• モンテカルロ法を用いて、初期位相で一様に配置されたSiOを豊富に含むパラメータを用い、塊状で不均一な周囲ガス包層を模擬した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 衝撃波に起因する密度、温度、速度勾配の変化だけが、観測されたSiOメーザーの時間的変動をどれほど説明できるのか。
• RQ2 現実的な衝撃構造を再現しているにもかかわらず、なぜシミュレーションは観測されたメーザー光曲線の全ダイナミックレンジを再現できないのか。
• RQ3 時間変化する赤外放射場と正確な衝撃冷却が欠落していると、メーザー増幅と放射持続時間にどのような影響を与えるのか。
• RQ4 化学的不均一性、特にSiOやCOといった冷却分子の生成・消失が、メーザーの変動に果たす役割は何か。
• RQ5 球対称な脈動モデルは、星の各段階で観測されたメーザーのリング構造の持続性を再現できるのか、それとも非球対称構造が不可欠なのか。

主な発見

• 強力なSiOメーザー放射は、光球面から数個の恒星半径の範囲内で、空洞のあるリング構造として形成され、TX Camなどの星における観測された接線方向増幅と整合的である。
• 合成されたメーザーのリング直径は、恒星の脈動位相に応じて変化し、TX Camや他のミラ型変光星の観測結果と一致する。
• モデルにおける明るいメーザー粒子の適切な運動は、R Aqr や TX Cam で測定された値と同等の大きさであるが、すべての観測された運動を再現しているわけではない。
• 合成スペクトルは、星の径方向速度でピークを示し、典型的なミラ型のライン幅と、星の位相に相関する強度変動を示す。
• モデルはメーザーの明るさを低く見積もっており、全ダイナミックレンジを再現できない。主な要因は、冷却 timescale が長すぎる（60–100日）ことと、COなどの分子冷却剤が欠落していることによる。
• モデルは、メーザー放射が時々星のディスク上に現れる可能性があると予測しており、これは一部の星のVLBI観測で確認された特徴である。