[論文レビュー] The problematically short superwind of OH/IR stars - Probing the outflow with the 69 μm spectral band of forsterite

B. L. de Vries, J. A. D. L. Blommaert+5 more|Lirias (KU Leuven)|Nov 27, 2013

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 47被引用数 20

ひとこと要約

本研究では、14個のOH/IR星における69 μm結晶性 olivine スペクトル特徴（69 μm crystalline olivine spectral feature）のHerschel/PACS観測を用い、それらのスーパー・ウィンドの空間的広がりと温度を調査した。観測されたバンド特性は、幾何学的にコンパクトなスーパー・ウィンド（R_SW ≤ 2500 AU）を示しており、これは発生から1200年未満の期間であることを示唆する。しかしこのような短命で高レートのスーパー・ウィンドでは、質量関数の高い質量原形星がAGB段階から脱出するのに必要な全質量損失を説明できないという質量損失の進化問題が生じる。

ABSTRACT

Spectra of OH/IR stars show prominent spectral bands of crystalline olivine (Mg$_{(2-2x)}$Fe$_{(2x)}$SiO$_{4}$). To learn more about the timescale of the outflows of OH/IR stars, we study the spectral band of crystalline olivine at 69 μm. The 69 μm band is of interest because its width and peak wavelength position are sensitive to the grain temperature and to the exact composition of the crystalline olivine. With Herschel/PACS, we observed the 69 μm band in the outflow of 14 OH/IR stars. By comparing the crystalline olivine features of our sample with those of model spectra, we determined the size of the outflow and its crystalline olivine abundance. The temperature indicated by the observed 69 μm bands can only be reproduced by models with a geometrically compact superwind ($R_{ m{SW}}\lesssim$ 2500 AU = 1400 R$_{*}$).This means that the superwind started less than 1200 years ago (assuming an outflow velocity of 10 km/s). The small amount of mass lost in one superwind and the high progenitor mass of the OH/IR stars introduce a mass loss and thus evolutionary problem for these objects, which has not yet been understood.

研究の動機と目的

• 69 μm結晶性 olivine 特徴を用いて、OH/IR星におけるスーパー・ウィンドの空間的広がりと動的時​​間を調査すること。
• 高質量OH/IR星がAGB段階から脱出するにあたり、短いスーパー・ウィンド持続期間にもかかわらず十分な質量損失を達成できるかという進化的パラドックスを解明すること。
• 観測されたスーパー・ウィンドが唯一の質量損失段階であるか、それとも複数のスーパー・ウィンドイベントの系列の一部であるかを特定すること。
• 69 μmバンドが酸化物-rich AGB星における粒子温度および流出幾何学的形状の診断指標として機能できるかを検証すること。
• 以前に放出されたスーパー・ウィンドがこのスペクトル特徴によって検出可能かどうかを評価し、その欠如が欠落した進化段階を示唆するかを検討すること。

提案手法

• Herschel/PACS機器を用いて、14個のOH/IR星における69 μm結晶性 olivine スペクトルバンドの観測。
• さまざまな粒子温度（50–295 K）における結晶性 olivine の実験室で得られた透過率と、観測されたバンドプロファイル（ピーク波長およびバンド幅）を比較。
• 放射線輸送モデルを用いてスーパー・ウィンド流出をモデリングし、観測されたバンド形状から流出半径（R_SW）および温度を導出。
• 空間的広がりを動的時​​間（t = R_SW / v）に変換するため、一定の流出速度10 km/sを仮定。
• SEDフィッティングから得られた質量損失率（Ṁ）と、ガス/ダスト比100–300を仮定して、スーパー・ウィンド内の全質量を推定。
• 星のパラメータ（全放射出力、周期、同位体比）を用いて、高初期質量（≥5 M⊙）およびホット・ボトム・バーニングを推定し、複数のスーパー・ウィンド段階の必要性を示唆。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 69 μm結晶性 olivine 特徴によって制約される、OH/IR星におけるスーパー・ウィンドの空間的広がりはどの程度か？
• RQ2 仮定される流出速度を用いて、観測された流出半径から、スーパー・ウィンド段階がいつ開始されたかはどのくらい前か？
• RQ3 高質量OH/IR星が、AGB段階から脱出するにあたり、1回のスーパー・ウィンド段階で約0.2 M⊙しか質量損失しないにもかかわらず、何個も太陽質量分の質量損失を達成する必要があるのはなぜか？
• RQ4 以前に放出されたスーパー・ウィンド段階は、69 μmバンドで検出可能か、それともこの特徴は最近の流出にのみ感度を示すのか？
• RQ5 Herschel観測で拡張したシェルが検出されないことは、スーパー・ウィンドに続く超高レート質量損失段階が欠落している可能性を示唆するか？

主な発見

• 69 μmバンドの幅およびピーク位置から、スーパー・ウィンド半径R_SW ≤ 2500 AUが得られ、10 km/sの流出速度を仮定すると、動的時​​間は1200年未塔である。
• 観測されたバンド特性は、50 Kから295 Kの粒子温度を持つモデルで最もよく再現され、これはコンパクトで最近に放出された流出と整合的である。
• ガス/ダスト比100を仮定した場合、スーパー・ウィンド内の全質量は約0.2 M⊙と推定されるが、これは高質量原形星がAGB段階から脱出するのに必要な質量損失を説明するには不十分である。
• Herschel観測で拡張したシェルが検出されないことは、以前のスーパー・ウィンド段階が69 μmバンドでは検出できないことを示唆しており、この特徴は最近の流出にのみ感度を示す可能性がある。
• 高質量OH/IR星（≥5 M⊙）では、複数のスーパー・ウィンド段階を必要とするが、拡張したシェルの証拠がないため、進化の欠落段階がある可能性が高まる。
• 著者らは、このような星が、以前に認識されていなかった極めて高い質量損失レートを示す段階（例：IRAS 16342–3814に類似）に進化することで、AGB進化を完了するのだと仮説を立てている。