[論文レビュー] Unveiling the structure and kinematics of B[e] stars' disks from FEROS and CRIRES spectra

M. F. Muratore, W. J. de Wit+6 more|arXiv (Cornell University)|Dec 19, 2012

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、高分解能のFEROS（可視光）およびCRIRES（近赤外）分光法を用いて、B[e]星の周囲円盤の運動学的および構造的性質を調査した。[O i]および[Ca ii]の禁制線は、大多数の星でケプラーロン運動を示唆している一方、COバンドヘッドは高速な噴流または回転を示唆しており、投影速度が可視光線と同等である。これは円盤構造に関する仮定に疑問を呈し、線形成条件のさらなるモデリングを促す。

ABSTRACT

We are investigating the circumstellar material for a sample of B[e] stars using high spectral resolution data taken in the optical and near-infrared regions with ESO/FEROS and ESO/CRIRES spectrographs, respectively. B[e] stars are surrounded by dense disks of still unknown origin. While optical emission lines from [O I] and [Ca II] reflect the disk conditions close to the star (few stellar radii), the near-infrared data, especially the CO band emission, mirror the characteristics in the molecular part of the disk farther away from the star (several AU). Based on our high resolution spectroscopic data, we seek to derive the density and temperature structure of the disks, as well as their kinematics. This will allow us to obtain a better understanding of their structure, formation history and evolution. Here we present our preliminary results.

研究の動機と目的

• 高分解能分光法を用いて、B[e]星の周囲円盤の運動学的および物理的構造を特定すること。
• 禁制光学線と分子COバンドの分析を通じて、円盤内での回転運動と噴流駆動運動を区別すること。
• 線の輝度およびプロファイルのモデリングにより、円盤内の密度および温度構造を制約すること。
• 異なる領域（内側の高密度円盤から外側の分子領域まで）からの発光を比較することで、B[e]星の円盤の形成および進化を理解すること。

提案手法

• ESO 2.2-m望遠鏡を用いたFEROSを用いて、分解能R ~ 48,000の高分解能可視光分光法を実施（3600–9200 Åをカバー）。
• VLTのCRIRESを用いて、分解能R ~ 50,000の高分解能近赤外分光法を実施（2.276–2.326 μmをカバー）。
• 可視光および赤外データセットの両方に対して、大気透過補正およびヘリオセントリック速度補正を適用した。
• COバンドヘッドプロファイルのフィッティングにKrausら（2000）のモデルを用い、投影ライン・オブ・サイト速度を導出した。
• [O i] 6300 Åおよび[Ca ii] 7291/7324 Åの二重ピーク線プロファイルを分析し、運動学的幅広げのメカニズムを推定した。
• 禁制線とCOバンドヘッドのピーク間隔を比較することで、内側と外側の円盤の運動学的一致性を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 B[e]星の禁制可視光発光線の幅広げを引き起こす主な運動学的メカニズム（回転対比して噴流）は何か？
• RQ2 内側円盤（[O i]および[Ca ii]で示される）の運動学と外側分子円盤（COバンドヘッドで示される）の運動学は、どのように比較できるか？
• RQ3 線の輝度およびプロファイルから推定される、周囲円盤内の温度および密度の空間的分布は何か？
• RQ4 COがより大きな半径で形成されているにもかかわらず、COバンドヘッドの速度が可視光禁制線と同等またはそれ以上であるのはなぜか？

主な発見

• [Ca ii] 7291および7324 Å線のピーク間隔は30–94 km s⁻¹を示し、回転または噴流に起因する顕著な運動学的幅広げを示している。
• CPD-52 9243では、[Ca ii]および[O i]線のプロファイルが赤道方向の噴流状態を示唆しているが、他の星ではケプラーロン回転により一致する運動学的特徴を示している。
• 近赤外COバンドヘッドの発光は、最大150 km s⁻¹の投影ライン・オブ・サイト速度（v_los）を示し、可視光線の幅と同等である。
• COバンドヘッドプロファイルは、回転または噴流を仮定したモデルで最もよくフィットし、分子リングはガス円盤よりも外側の半径に位置している可能性が高い。
• 可視光線と赤外線の両方で速度スケールが類似しているのは驚きであり、COが星からより遠くで形成されているにもかかわらず、二重の噴流構造があるか、観測時刻の違いによる観測的不一致の可能性を示唆している。
• [Ca ii]線は、Aretら（2012）の提案に従い、[O i]線よりも高い密度および星に近い場所で形成されている可能性が高く、段層的な円盤構造を支持する。