[논문 리뷰] An Improved Model of SiO Maser Emission in Miras

M. D. Gray, M. Wittkowski외 4명|arXiv (Cornell University)|2008. 11. 17.

Astrophysics and Star Formation Studies인용 수 69

한 줄 요약

이 연구는 Mira 변수의 SiO 마이크로파 마저에 대해 실질적인 먼지 투과도와 波장 의존성 방사(field)를 포함한 향상된 동적 대기 및 마저 전파 모델을 제시한다. 모델은 적외선 껍질 반경의 약 2.2배 정도의 반경에서 관측된 고리 형태의 마저 구조를 성공적으로 재현하였으며, 고리 반경은 VLBI 관측과 일치하고, 광학적 위상 0.1–0.25에서 밝기 최대치가 위상 의존적으로 나타나는 것으로 확인되었다.

ABSTRACT

We describe a combined dynamic atmosphere and maser propagation model of SiO maser emission in Mira variables. This model rectifies many of the defects of an earlier model of this type, particularly in relation to the infra-red (IR) radiation field generated by dust and various wavelength-dependent, optically thick layers. Modelled masers form in rings with radii consistent with those found in VLBI observations and with earlier models. This agreement requires the adoption of a radio photosphere of radius approximately twice that of the stellar photosphere, in agreement with observations. A radio photosphere of this size renders invisible certain maser sites with high amplification at low radii, and conceals high-velocity shocks, which are absent in radio continuum observations. The SiO masers are brightest at an optical phase of 0.1 to 0.25, which is consistent with observed phase-lags. Dust can have both mild and profound effects on the maser emission. Maser rings, a shock and the optically thick layer in the SiO pumping band at 8.13\micron appear to be closely associated in three out of four phase samples.

연구 동기 및 목표

• 이전 모델이 적외선 복사장을 단순화하고 별의 껍질 반경을 고정된 것으로 가정한 한계를 극복하기 위해.
• Mira 변수에서 마저 고리, 충격면, 먼지 응축 영역 간의 공간적·시간적 연관성을 정확히 모델링하기 위해.
• 먼지 투과도와 복사 펌프의 역할이 마저 방출 프로파일과 고리 반경을 어떻게 결정하는지 규명하기 위해.
• 모델 예측을 VLBI 및 전파 연속 스펙트럼 관측에서의 관측된 마저 고리 반경과 위상 의존적 강도 변화와 일치시키기 위해.
• 관측된 광학 광도 곡선과 마저 방출 간의 위상 지연을 물리적 기초로 설명하기 위해.

제안 방법

• Bowen(1988)과 Willson(1987)의 연계된 유체역학적 해법이 별주변 환경의 시간에 따라 변화하는 밀도, 속도, 온도 구조를 제공한다.
• 이전 모델의 단순화된 흑체 근사 대신 먼지 투과도와 응축 온도를 사용하여 파장 의존성이고 광학 두꺼운 복사장을 계산한다.
• 물리적으로 비현실적인 고속 충격과 별 표면 근처의 과도한 밝은 마저를 방지하기 위해, 적외선 껍질 반경의 약 2배 정도의 전파 껍질 반경을 포함한다.
• 복사 및 충돌 펌프를 사용하여 마저 증폭을 계산하며, SiO 농도는 10⁻⁴로 고정하고 비율 계수 일致성을 확보하기 위해 H는 분자 상태로 간주한다.
• VLBI 유사 고리 반경은 고증폭 영역의 탄성 증폭에서 유도되며, 고리 위치는 증폭과 광학 두께의 균형에 의해 결정된다.
• 다양한 별 위상에서 위상 의존적 마저 스펙트럼과 고리 반경을 계산하여, S Ori 및 기타 Mira 변수의 관측 데이터와 비교한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 파장 의존성이고 광학 두꺼운 복사장은 Mira 변수에서 SiO 마저의 공간 분포와 강도에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 적외선 껍질 반경의 약 2배 정도의 전파 껍질 반경은 모델 예측을 전파 연속 스펙트럼 관측과 어떻게 일치시키는가?
• RQ3 마저 고리, 충격면, 8.13 µm 광학 두께 최대값은 모델에서 공간적·시간적으로 상관되어 있는가?
• RQ4 어떤 마저 전이(예: 86 GHz에서 v=1, J=2–1)는 위상 0.1에서 큰 고리 반경을 보이며, 이는 관측과 일치하는가?
• RQ5 먼지 투과도와 복사 펌프는 SiO 마저의 위상 의존적 밝기를 어느 정도 조절하는가?

주요 결과

• 모델은 적외선 껍질 반경의 1.8–2.4배 정도의 반경에서 마저 방출을 고리 형태로 생성하며, 이는 VLBI 관측과 일치한다.
• v=2, J=1–0 마저 고리는 항상 v=1, J=1–0 고리보다 작으며, 이는 관측 추세와 일치한다.
• 적외선 껍질 반경의 약 2배 정도의 전파 껍질 반경은 고속 충격을 숨기고 별 표면 근처의 비현실적인 밝은 방출을 방지하여 전파 연속 스펙트럼 관측과 일치한다.
• 위상 0.1에서 v=1, J=2–1 마저 고리는 큰 반경(~2.4 R_IR)을 보이며, 이는 VLBI 관측(Soria-Ruiz 등, 2007)과 일치한다. 이는 이전 모델과 다름.
• 43 GHz에서 모델 예측 고리 반경은 관측값보다 略로 작지만, 밝은 점의 수가 적어 통계적 불확도 범위 내에 있다.
• 모델은 v=1, J=1–0의 경우 최고 밝기와 최저 밝기 간 스펙트럼 강도 비율을 약 70, v=2, J=1–0의 경우 약 1000로 예측한다—관측값(1.5 및 2)보다 높은데, 이는 점 샘플링의 통계적 변동 때문일 수 있다.