[論文レビュー] The infrared spectrum of the Be star gamma Cassiopeiae

S. Hony, L. B. F. M. Waters+7 more|arXiv (Cornell University)|Nov 25, 1999

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、ベ星γケンタウリの2.4–45 μmのISO-SWSスペクトルを提示し、熱的連続分光がパワー則（ν⁰.⁹⁹）に良く適合しており、電離した円盤内の密度勾配ρ(r) ~ r⁻².⁸を示している。主な発見として、3.4 μmにおけるハムファーズの束縛自由遷移の検出があり、星の光球層よりも冷却された電子温度（約9000 K）を示している。また、内側で高密度で高速回転する円盤領域（3–5 R⋆）から、強い、光学的に厚いH IおよびHe Iの発光線が観測されており、非局所熱平衡（non-LTE）の準位分布は局所的な放射場に支配されている。

ABSTRACT

We present the 2.4-45 micrometer ISO-SWS spectrum of the Be star gamma Cas (B0.5 IVe). The spectrum is characterised by a thermal continuum which can be well fit by a power-law S_nu ~ nu^0.99 over the entire SWS wavelength range. For an isothermal disc of ionized gas with constant opening angle, this correponds to a density gradient rho(r) ~ r^(-2.8). We report the detection of the Humphreys bound-free jump in emission at 3.4 micrometer. The size of the jump is sensitive to the electron temperature of the gas in the disc, and we find T~9000 K, i.e. much lower than the stellar effective temperature (25000-30000 K). The spectrum is dominated by numerous emission lines, mostly from HI, but also some HeI lines are detected. Several spectral features cannot be identified. The line strengths of the HI{\sc i} emission lines do not follow case B recombination line theory. The line strengths and widths suggest that many lines are optically thick and come from an inner, high density region with radius 3-5 R_star and temperature above that of the bulk of the disc material. Only the alpha, beta and gamma transitions of the series lines contain a contribution from the outer regions. The level populations deviate significantly from LTE and are highly influenced by the optically thick, local (disc) continuum radiation field. The inner disk may be rotating more rapidly than the stellar photosphere.

研究の動機と目的

• 高分解能ISO-SWSデータを用いて、ベ星γケンタウリの赤外スペクトルエネルギー分布を特徴づけること。
• 温度、密度構造、イオン化状態を含む、原始星周囲円盤内の物理的状態を特定すること。
• 発光線の同定と、再結合理論および非局所熱平衡（non-LTE）効果に基づく起源の評価。
• ラインプロファイル解析と連続分光フィッティングを通じて、円盤の運動学的および構造的性質を調査すること。
• 観測された3.4 μmの束縁自由遷移を用いて、円盤内の電子温度と密度勾配を制約すること。

提案手法

• 赤外宇宙望遠鏡（ISO）の短波長スペクトメータ（SWS）を用いて、2.4–45 μmの低分解能スペクトルを取得した。
• 観測連続分光をパワー則関数S_ν ~ ν⁰.⁹⁹でフィッティングし、円盤内の半径方向密度構造ρ(r) ~ r⁻².⁸を推定した。
• 3.4 μmにおけるハムファーズの束縁自由遷移の同定により、円盤ガスの電子温度を推定した。
• H IおよびHe I発光線の強度と幅の解析により、光学的厚さおよび発光領域の空間的位置を推定した。
• 観測された線強度をケースB再結合理論と比較し、光学的厚さおよび非局所熱平衡（non-LTE）効果による偏差を評価した。
• 局所的な光学的厚さの円盤連続分光放射場の影響を考慮した非局所熱平衡（non-LTE）条件での準位分布のモデリングを行った。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 赤外連続分光の傾きから、γケンタウリ周囲の円盤の半径方向密度構造はどのように推定されるか？
• RQ2 3.4 μmの束縁自由遷移によって制約される、電離円盤物質の電子温度は何か？
• RQ3 観測されたH I発光線強度が、ケースB再結合理論の予測からどのように逸脱しているのか？
• RQ4 最も強い発光線は円盤のどの領域から発生しており、発光領域の光学的厚さは何か？
• RQ5 非局所熱平衡（non-LTE）効果および局所放射場は、円盤内の準位分布にどのように影響を与えるか？

主な発見

• 赤外連続分光はパワー則S_ν ~ ν⁰.⁹⁹に良く適合しており、電離円盤内の半径方向密度構造ρ(r) ~ r⁻².⁸を示している。
• 3.4 μmにおけるハムファーズの束縁自由遷移が発光として検出され、電子温度が約9000 Kであることが示唆されており、星の効果的温度（25000–30000 K）よりも著しく冷却されている。
• H IおよびHe I発光線は強く、光学的に厚く、主に高密度で高温の内側円盤領域（3–5 R⋆）から発生している。
• 線強度はケースB再結合理論から逸脱しており、光学的厚さおよび非局所熱平衡（non-LTE）効果が発光特性を支配していることを示している。
• 円盤内の準位分布は顕著に非局所熱平衡（non-LTE）であり、局所的な光学的厚さの連続分光放射場に強く影響を受けている。
• 内側円盤は星の光球層よりも速く回転している可能性があり、角運動量輸送または非ケプラーダイナミクスを示唆している。