[論文レビュー] The magnetic Bp star 36 Lyncis, II. A spectroscopic analysis of its co-rotating disk

M. A. Smith, G. A. Wade+2 more|NPARC|Aug 6, 2006

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 19被引用数 8

ひとこと要約

本研究では、磁気的Bp星36 Lyncisの共回転円盤の分光的分析を、高分解能のUVおよび可視域スペクトルを用いて行った。その結果、2つの成分からなる円盤が判明した。1つは7,500 ± 500 Kの低温・高密度成分で、柱密度は3–1.5+3 × 10²⁰ cm⁻²であり、もう1つはより高温で半透明な成分で、10 R∗まで延びており、内側円盤縁が星から約半径の1/3離れて分離している。また、高さプロファイルの非対称性から、一方のセクターが他方の4倍厚くなっていることが示された。

ABSTRACT

We report on the physical properties of the disk-like structure of B8 IIIp star 36 Lyncis from line syntheses of phase-resolved, high resolution spectra obtained from the IUE archives and from newly obtained ground-based H$α$ spectra. This disk is highly inclined to the rotational axis and betrays its existence every half rotation cycle as one of two opposing sectors pass in front of the star. Although the disk absorption spectrum is at least ten times too weak to be visible in optical iron lines during these occultations, its properties can be readily examined in a large number of UV "iron curtain" lines because of their higher opacities. The analysis of the variations of the UV resonance lines brings out some interesting details about the radiative properties of the disks: (1) they are optically thick in the C IV and Si IV doublets, (2) the range of excitation of the UV resonance lines is larger at the primary occultation ($ϕ$ = 0.00) than at the secondary one, and (3) the {\bf relative strengths of the absorption peaks} for the two occultations varies substantially from line to line. We have modeled the absorptions of the UV C IV resonance and H$α$ absorptions by means of a simulated disk with opaque and translucent components. Our simulations suggest that a gap separates the star and the inner edge of the disk. The disk extends radially out to $\geq$10 R$_{*}$. The disk scale height perpendicular to the plane is $\approx$1R$_{*}$. However, the sector causing the primary occultation is about four times thicker than the opposite sector. The C IV scattering region extends to a larger height than the H$α$ region does, probably because it results from shock heating far from the cooler disk plane.

研究の動機と目的

• 位相分解スペクトルを用いて、磁気的Bp星36 Lyncisの共回転円盤の物理的性質を特定すること。
• UVおよびHα吸収プロファイルの線合成を用いて、円盤成分の温度、柱密度、幾何学的形状を調査すること。
• 異なるスペクトル線における食の深さおよびイオン化状態の非対称性を分析することで、円盤構造モデルの矛盾を解消すること。
• 円盤が主要な共振線で光学的に厚いか薄いかを検証し、その円盤の光学的厚さと幾何学的形状に与える影響を評価すること。

提案手法

• IUEアーカイブの高分解能UVスペクトルと、新たに取得した地上観測の可視域Hαスペクトルを用いた線合成。
• C IV、Si IV、N VのUV共振線およびFeグループの線（Fe II、Fe III）のモデリングにより、円盤成分の温度と柱密度を導出。
• 不透明および半透明成分を有する仮想円盤を用いた食プロファイルの幾何学的モデリングにより、径方向および垂直方向の広がりを推定。
• 一次的および二次的食からの等価幅最大値を比較し、円盤の厚さおよびカバー範囲の差を推論。
• 共振線の変動を用いて、円盤全体にわたるイオン化構造および温度勾配を推定。
• 流体力学的モデル（例：uO02、TO05）を応用し、観測された非対称性を解釈し、分離した内側円盤縁の存在を裏付ける。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Fe IIおよびFe III線の変動から導かれる、36 Lyncisの低温円盤成分の温度と柱密度は何か？
• RQ2 一次的および二次的食におけるUV共振線（C IV、Si IV）の光学的厚さと幾何学的形状は、どのように比較されるか？
• RQ3 円盤の径方向および垂直方向の広がりは何か？また、星と内側円盤縁の間にギャップが存在する証拠はあるか？
• RQ4 C IVおよびN Vのような高励起状態のイオンでは、2つの反対側の円盤セクターがなぜ異なる吸収深さと温度範囲を示すのか？
• RQ5 Hα吸収プロファイルは、径方向広がりおよび垂直高さにおいてUV共振線とどのように比較されるか？この結果は、円盤の三次元的構造にどのような示唆を含むか？

主な発見

• 低温円盤成分の温度は、一次的食時のFe IIおよびFe III線の変動から7,500 ± 500 Kと特定された。
• 低温円盤の柱密度は3–1.5+3 × 10²⁰ cm⁻²であり、C IVやSi IVのようなUV共振線では光学的に厚いと判明した。
• 一次的食を引き起こす円盤セクター（φ = 0.00）は、反対側のセクターと比べて高さが4倍厚く、同じ径方向広がりであるにもかかわらず、より強い吸収を示している。
• HαおよびUVモデリングに基づき、円盤の内側縁は星から約星半径の1/3（r₀）の位置に分離していると判明した。
• UV共振線（C IV、Si IV）はHα吸収領域よりも約3倍高い高さまで延びており、冷却円盤面の上に、半透明で拡張した散乱成分が存在することを示唆している。
• 吸収ピークの相対的強度は線によって顕著に異なるため、2つの円盤セクターは異なるイオン化および温度構造を有しており、一次的食セクターでは温度範囲がより制限されていることが示された。