[論文レビュー] The wind of W Hya as seen by Herschel. II. The molecular envelope of W Hya

T. Khouri, A. de Koter+19 more|arXiv (Cornell University)|Sep 1, 2014

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 23

ひとこと要約

本研究では、ハッブル宇宙望遠鏡のデータを用いて、酸素豊富なAGB星W Hydraeの分子的包層をモデル化し、12CO、H2O、28SiOの線を組み合わせて、風の構造と化学を制約した。乱流速度は0.7±0.1 km s⁻¹、H2Oの正体対歪体比は2.5⁺².⁵₋₁.⁰、初期星質量は約1.5 M⊙であり、28SiOの含有量は、約1/3のケイ酸素がダストに閉じ込められていることと整合的であり、COデータからの包層モデルを確認するとともに、乱流および同素体の制約を精緻化した。

ABSTRACT

The evolution of low- and intermediate-mass stars on the asymptotic giant branch (AGB) is mainly controlled by the rate at which these stars lose mass in a stellar wind. Understanding the driving mechanism and strength of the stellar winds of AGB stars and the processes enriching their surfaces with products of nucleosynthesis are paramount to constraining AGB evolution and predicting the chemical evolution of galaxies. In a previous paper we have constrained the structure of the outflowing envelope of W Hya using spectral lines of the $^{12}$CO molecule. Here we broaden this study by modelling an extensive set of H$_{2}$O and $^{28}$SiO lines observed by the three instruments on board Herschel using a state-of-the-art molecular excitation and radiative transfer code. The oxygen isotopic ratios and the $^{28}$SiO abundance profile can be connected to the initial stellar mass and to crucial aspects of dust formation at the base of the stellar wind, respectively. The modelling of H$_{2}$O and $^{28}$SiO confirms the properties of the envelope model of W Hya derived from $^{12}$CO lines. We find an H$_2$O ortho-to-para ratio of 2.5\,$^{+2.5}_{-1.0}$, consistent with what is expected for an AGB wind. The O$^{16}$/O$^{17}$ ratio indicates that W Hya has an initial mass of about 1.5 M$_\odot$. Although the ortho- and para-H$_{2}$O lines observed by HIFI appear to trace gas of slightly different physical properties, a turbulence velocity of $0.7\pm0.1$ km s$^{-1}$ fits the HIFI lines of both spin isomers and those of $^{28}$SiO well. The ortho- and para-H$_2^{16}$O and $^{28}$SiO abundances relative to H$_{2}$ are $(6^{+3}_{-2}) imes 10^{-4}$, $(3^{+2}_{-1}) imes 10^{-4}$, and $(3.3\pm 0.8) imes 10^{-5}$, respectively. Assuming a solar silicon-to-carbon ratio, the $^{28}$SiO line emission model is consistent with about one-third of the silicon atoms being locked up in dust particles.

研究の動機と目的

• 従来のCOのみのモデルを超えて、酸素豊富なAGB星W Hydraeの風構造に関する制約を強化すること。
• 包括的なH2Oおよび28SiO線のセットを用いて、分子的包層内の物理的状態および化学的含有量を調査すること。
• 光学的厚さの高いH2Oおよび28SiO線の解析を通じて、流出中の乱流速度を特定すること。
• 同素体比（16O/17O、16O/18O）を導出し、初期星質量および核合成過程と関連付けること。
• 28SiOのガス相含有量とダストモデルの予測を比較することで、ダストに閉じ込められたケイ酸素の割合を評価すること。

提案手法

• 最新の放射線輸送および分子励起コードを用いて、HerschelのHIFI、PACS、SPIRE機器からの分子線放射のモデル化。
• 放射線輸送計算にダスト放射場を組み込み、線励起および放射の正確なモデル化を実現。
• 温度、速度、密度構造を変化させた球対称で拡張する風モデルを用い、観測された線プロファイルに適合。
• 正体および歪体H2O線、および28SiO線を同時にフィットすることで、乱流速度および含有量比を制約。
• H2OおよびSiOに対して非局所熱力学平衡（非-LTE）処理を適用し、放射励起および線の透過率効果を考慮。
• 観測された線強度およびプロファイルと合成スペクトルを比較し、物理的パラメータおよび含有量（モンテカルロサンプルによる不確実性を含む）を導出。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 H2Oおよび28SiO線によって制約されるW Hydraeの分子的流出における乱流速度は何か？
• RQ2 W Hya包層におけるH2Oの正体対歪体比は何か？これはAGB風の予想と一致するか？
• RQ3 16O/17O同素体比は何か？これはW Hydraeの初期星質量にどのような含意をもたらすか？
• RQ4 28SiO含有量とダストモデルの一貫性から推定される、風中のケイ酸素のうちダストに閉じ込められている割合はどの程度か？
• RQ5 観測されたH2Oおよび28SiO線プロファイルは、同一の風モデルで同時に再現可能か？これは物理的状態にどのような含意をもたらすか？

主な発見

• H2Oの正体対歪体比は2.5⁺².⁵₋₁.⁰と測定され、AGB風の期待値である3と整合的であり、流出中の熱的平衡励起モデルを支持する。
• 16O/17O比は1250⁺⁷⁵⁰₋⁴⁵⁰であり、W Hydraeの初期星質量が約1.5 M⊙であることを示唆している。
• 乱流速度は0.7±0.1 km s⁻¹に制約され、正体および歪体H2Oではわずかに異なる値（0.8および0.6 km s⁻¹）を示すが、乱流の勾配はモデル化されていない。
• H2OのH2に対する含有量は、正体H2Oで(6⁺³₋₂)×10⁻⁴、歪体H2Oで(3⁺²₋₁)×10⁻⁴であり、酸素豊富なAGB流出の期待値と整合的である。
• 28SiOのH2に対する含有量は(3.3±0.8)×10⁻⁵であり、ダストモデルと組み合わせると、ケイ酸素の約1/3がダストに閉じ込められていると示唆される（太陽系Si/C比を仮定）。
• 16O/18O比は190⁺²¹⁰₋⁹⁰であり、現在の進化モデルと整合せず、予測と一致させるには太陽より高い金属量を要する可能性がある。