[論文レビュー] The Circumstellar Disk of the Be Star $o$~Aquarii

T. A. A. Sigut, C. Tycner+2 more|arXiv (Cornell University)|Oct 7, 2015

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 34被引用数 8

ひとこと要約

本研究では、2007–2014年のHα干渉計および分光観測と近赤外SEDデータを組み合わせ、Be星o Aquariiの原始星周囲円盤の物理的性質を制約した。bediskおよびberayコードを用いた最良適合モデルは、円盤の傾きが75°±3°、質量が1.8×10⁻¹⁰ M☉、角運動量が1.6×10⁻⁸ J*であることを示し、Hαプロファイルの安定性およびMg ii λ4481における中心準発光特徴と整合的である。

ABSTRACT

Omicron Aquarii is late-type, Be shell star with a stable and nearly symmetric H$α$ emission line. We combine H$α$ interferometric observations obtained with the Navy Precision Optical Interferometer (NPOI) covering 2007 through 2014 with H$α$ spectroscopic observations over the same period and a 2008 observation of the system's near-infrared spectral energy distribution to constrain the properties of $o$~Aqr's circumstellar disk. All observations are consistent with a circumstellar disk seen at an inclination of $75\pm\,3^{\circ}$ with a position angle on the sky of $110\pm\,8^{\circ}$ measured E from N. From the best-fit disk density model, we find that 90\% of the H$α$ emission arises from within $9.5$ stellar radii, and the mass associated with this H$α$ disk is $\sim 1.8 imes10^{-10}$ of the stellar mass and the associated angular momentum, assuming Keplerian rotation for the disk, is $\sim 1.6 imes10^{-8}$ of the total stellar angular momentum. The occurrence of a central quasi-emission (CQE) feature in Mg\,{\sc ii} $λ\,4481$ is also predicted by this best-fit disk model and the computed profile compares successfully with observations from 1999. To obtain consistency between the H$α$ line profile modelling and the other constraints, it was necessary in the profile fitting to weight the line core (emission peaks and central depression) more heavily than the line wings, which were not well reproduced by our models. This may reflect the limitation of assuming a single power-law for the disk's equatorial density variation. The best-fit disk density model for $o$~Aqr predicts that H$α$ is near its maximum strength as a function of disk density, and hence the H$α$ equivalent width and line profile change only weakly in response to large (factor of $\sim 5$) changes in the disk density.

研究の動機と目的

• 複数エポックのHα干渉計および分光観測データを用いて、Be星o Aquariiの原始星周囲円盤の物理的構造を特定すること。
• Hα線プロファイル、干渉計の visibility、近赤外SED、およびMg ii λ4481の中心準発光特徴（CQE）からの制約を統合した円盤モデルを構築すること。
• 円盤密度の変動に対するHα等価幅およびプロファイル形状の感度を検証することで、o AquariiのHα発光プロファイルの安定性を評価すること。
• 円盤の赤道構造をモデル化する際に単一のべき乗則密度分布を仮定する際の限界を評価すること。

提案手法

• 2007–2014年の間にナウイ・プレシジョン・オプティカル干渉計（NPOI）で取得したHα干渉計の visibility を用いて、円盤の幾何学的形状と密度を制約した。
• 2005–2014年のロウエル天文台の太陽標準分光計によるHα分光観測データから、等価幅およびプロファイル形状に関する線プロファイルの情報を得た。
• 2008年の近赤外SEDデータを用いて、円盤の熱放射および半径方向拡がんを制約した。
• bediskおよびberay数値コードを用いて、密度構造をべき乗則的半径依存性 ρ ∝ r⁻ⁿ でモデル化した。パラメータにはρ₀（基準密度）、n（べき乗則指数）、R_d（円盤半径）を含めた。
• モデルフィッティングでは、観測されたHαプロファイルとの一致を高めるために、線核（発光ピークおよび中心の谷）を線の端（翼）よりも重みを高くした。
• モデル予測を1999年のMg ii λ4481 CQE観測と比較し、高傾き円盤幾何学の整合性を検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Hα干渉計および分光観測によって制約されるo Aquariiの原始星周囲円盤の傾きおよび位置角は何か？
• RQ2 円盤の質量および角運動量は、9年間にわたるHα発光強度および安定性とどのように関係しているか？
• RQ3 単一のべき乗則密度モデルは、観測されたHα線プロファイル、干渉計の visibility、近赤外SED、およびMg ii λ4481 CQE特徴を再現できるか？
• RQ4 なぜo AquariiのHα線プロファイルは長期間にわたり非常に安定しているのか？これは円盤の密度構造とどのように関係しているか？
• RQ5 単一のべき乗則密度仮定の限界は、Hαプロファイルフィッティングの正確性にどの程度影響を及えるか？

主な発見

• o Aquariiの原始星周囲円盤は75°±3°の傾きを示し、北を基準にした東方110°±8°の位置角を持つ。
• Hα発光の90％が9.5スターラス半径以内に集中しており、円盤が約25 R*まで拡がっているにもかかわらず、発光領域は非常にコンパクトであることが示された。
• Hα発光に関連する円盤質量は1.8×10⁻¹⁰ M☉であり、角運動量は1.6×10⁻⁸ J*（M*およびJ*は星の質量および角運動量を表す）である。
• 最良適合モデルは、べき乗則指数n=2.7の条件下でHα発光強度が最大に近い状態にあり、これによりHα等価幅が密度変動（最大約5倍）に対して弱い感度を示すことを説明している。
• モデルは1999年のMg ii λ4481 CQE特徴を良好に再現でき、高傾き円盤幾何学の妥当性を強く支持している。
• プロファイルフィッティングにおいて線核を重みづけた結果、特に線の翼を再現する点で単一のべき乗則密度仮定の限界が顕在化している。