[論文レビュー] The binary Be star {\delta} Sco at high spectral and spatial resolution: Disk geometry and kinematics before the 2011 periastron

A. Meilland, O. Delaa+19 more|arXiv (Cornell University)|Jun 9, 2011

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 34被引用数 29

ひとこと要約

本研究では、VLTI/AMBERおよびCHARA/VEGAを用いた高スペクトル・高空間分解能干渉計測を用い、2011年近日点通過の直前における連星Be星δ Scoの周囲円盤を解像した。円盤は回転支配的であり、ケプラー運動的性質を示し、円盤の拡張速度は約0.2 km s⁻¹であり、他の準臨界的回転するBe星と整合する幾何学的形状を示しているが、星自体の回転速度は臨界速度の約70%にとどまっていることから、回転そのものが質量放出を駆動する主因ではない可能性が示唆される。

ABSTRACT

Classical Be stars are hot non-supergiant stars surrounded by a gaseous circumstellar disk that is responsible for the observed IR-excess and emission lines. The influence of binarity on these phenomena remains controversial. delta Sco is a binary system whose primary suddently began to exhibit the Be phenomenon at the last periastron in 2000. We want to constrain the geometry and kinematics of its circumstellar environment. We observed the star between 2007 and 2010 using spectrally-resolved interferometry with the VLTI/AMBER and CHARA/VEGA instruments. We found orbital elements that are compatible with previous estimates. The next periastron should take place around July 5, 2011 (+- 4,days). We resolved the circumstellar disk in the HAlpha (FWHM = 4.8+-1.5mas), BrGamma (FWHM = 2.9 0.,mas), and the 2.06$ \mu$m HeI (FWHM = 2.4+-0.3mas) lines as well as in the K band continuum (FWHM ~2.4mas). The disk kinematics are dominated by the rotation, with a disk expansion velocity on the order of 0.2km/s. The rotation law within the disk is compatible with Keplerian rotation. As the star probably rotates at about 70% of its critical velocity the ejection of matter doesn't seems to be dominated by rotation. However, the disk geometry and kinematics are similar to that of the previously studied quasi-critically rotating Be stars, namely Alpha Ara, Psi Per and 48 Per.

研究の動機と目的

• 2011年近日点通過の直前の連星Be星δ Scoにおける周囲円盤の幾何学的形状と運動学的性質を制約すること。
• 連星性がBe星における周囲円盤の形成および運動学的性質に与える影響を調査すること。
• 観測された円盤の性質がケプラー的回転および回転駆動型質量放出メカニズムと整合するかどうかを特定すること。
• 星の回転がBe星における質量放出を駆動する主因であるのか、それとも他の物理的プロセスが関与するのかを評価すること。
• α Ara、ψ Per、および48 Perといったよく研究された他のBe星と比較して、δ Scoの円盤特性を評価すること。

提案手法

• Hα、Brγ、He i (2.06 µm)の発光線およびKバンド連続分光域において、高角分解能データを取得するため、VLTI/AMBERおよびCHARA/VEGA機器を用いたスペクトル分解干渉計測。
• 発光線全域における visibility および微分位相のモデリングにより、円盤の幾何学的形状と運動学的性質を推定。
• 複数エポックの干渉計測データを用いた軌道要素の決定と、既存の推定値との比較。
• 回転するケプラー的円盤を仮定した単純な運動学的モデルを用い、観測された微分位相およびvisibilityにフィット。
• 既知の基線幾何学および大気条件を有する校正済み干渉計測データを用いることで、系統的誤差を最小限に抑える。
• 線幅の非対称性およびvisibilityの非対称性を比較し、円盤の不均一性や非軸対称構造の有無を評価。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 δ Scoの周囲円盤の運動学的構造は何か？ また、ケプラー的回転と整合的か？
• RQ2 回転性質が類似する他のBe星と比較して、円盤の空間的広がりと速度構造はどのように異なるか？
• RQ3 連星性がδ Scoの円盤幾何学的形状の形成および質量放出の駆動に果たす役割は何か？
• RQ4 観測された円盤の拡張速度は、回転駆動型または爆発駆動型の質量放出メカニズムと整合的か？
• RQ5 星の回転速度（vsini = 175 km s⁻¹）が周囲円盤形成にどれほど寄与しているか？

主な発見

• δ Scoの周囲円盤はHα線で空間分解され、全波幅半値（FWHM）は4.8 ± 1.5 masであった。
• Brγ線はFWHM 2.9 ± 0.5 masで分解され、He i (2.06 µm)線はFWHM 2.4 ± 0.3 masで分解された。
• Kバンド連続分光域はFWHM約2.4 masで分解された。
• 円盤の運動学的性質は回転に支配されており、円盤の拡張速度は0.2 km s⁻¹であり、径方向の噴出はほとんどないことを示している。
• 円盤内の回転則はケプラー的回転と整合的であり、内側境界では臨界速度で回転している。
• 星の回転速度は臨界速度（Vcrit ≈ 500 km s⁻¹）の約70%にとどまっているため、回転そのものが質量放出の主因であるとは限らない可能性が示唆される。