[논문 리뷰] Axi-symmetric Models of B[e] Supergiants: I. The Effective Temperature and Mass-loss Dependence of the Hydrogen and Helium Ionization Structure

J. Zsargó, D. J. Hillier외 1명|ArXiv.org|2007. 12. 06.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 36인용 수 15

한 줄 요약

이 연구는 ASTAROTH 코드를 사용한 2차원 비- LTE 복사전달 시뮬레이션을 통해 축대칭 B[e] 초거성 별의 수소 및 헬륨 이온화를 모델링하며, 중성 수소 디스크가 형성되는 조건은 극단적인 상황(Ṁ > 10⁻⁵ M⊙ yr⁻¹ 및 T_eff ≤ 18,000 K)에서만 가능하며, 이는 약 3 R* 이외의 영역에서만 발생함을 밝혀냈다. 또한, 자극된 수소 상태에서의 이온화가 중성 수소를 크게 억제하여 이전의 분석 모델이 예측한 것보다 형성되기 어려운 것으로 나타났다. 시뮬레이션된 Hα 및 C IV 프로파일은 이중 피크 에미션과 약한 UV 공명선을 포함한 주요 관측 특징을 재현하였다.

ABSTRACT

We calculate the hydrogen and helium ionization in B[e] envelopes and explore their dependence on mass-loss and effective temperature. We also present simulated observations of the Halpha emission line and the C IV 1550 doublet, and study their behavior. This paper reports our first results in an ongoing study of B[e] supergiants, and provides a glimpse on the ionization of the most important elements in self-consistent numerical simulations. Our newly developed 2D stellar atmosphere code, ASTAROTH, was used for the numerical simulations. The code self-consistently solves for the continuum radiation, non-LTE level populations, and electron temperature in axi-symmetric stellar envelopes. Observed profiles were calculated by an auxiliary program developed separately from ASTAROTH. In all but one of our models, H remained fully ionized. Due to ionizations from excited states it is much more difficult to get a H neutral disk than indicated by previous analytical calculations. Near the poles, the ionization is high in all models, while helium recombined in the equatorial regions for all but our lowest mass-loss rate. Although the model parameters were not adjusted to provide fits to any particular star, the theoretical profiles show some features seen in the profiles of R126. These include the partially resolved double peaked profile of Halpha, and the weak emission associated with the UV C IV resonance line.

연구 동기 및 목표

• 축대칭 B[e] 초거성 별 대류의 효과 온도와 질량 손실률에 따른 수소 및 헬륨 이온화 구조의 의존성을 조사하기 위해.
• 이온화 상태가 자극된 수소 상태에서 기인하는 것을 간과한 이전의 분석 모델의 한계를 평가하기 위해.
• R126와 같은 실제 별과의 비교를 위해 Hα 및 C IV λλ1550 프로파일과 같은 관측 가능한 스펙트럼 특징을 시뮬레이션하기 위해.
• 관측된 이온화 및 에미션 라인 행동을 설명하는 데 있어 다양한 대류 구조(예: 케플러 디스크 대비 이중 안정성)의 타당성을 탐색하기 위해.
• 향후 LMC/SMC sgB[e] 별의 스펙트럼 분석을 위한 기초를 마련하기 위해, 자전과 선 블랭킷팅을 고려한 향상된 2D 모델을 사용한 향후 연구를 위한 기반을 마련하기 위해.

제안 방법

• 축대칭 대류에서 연속 복사, 비- LTE 수준 분포, 전자 온도를 자성적으로 해결하기 위해 ASTAROTH 2D 별대류 코드를 사용하였다.
• 다양한 효과 온도(T_eff)와 질량 손실률(Ṁ)을 고려한 2차원 격자를 사용하여 별풍과 등위도 디스크의 구조를 모델링하였다.
• Hα 및 C IV λλ1550의 합성 선 프로파일을 생성하기 위해 별도의 보조 프로그램을 사용하여 탈출 스펙트럼을 계산하였다.
• 비- LTE 복사전달을 적용하여, 수소 및 헬륨의 자극 상태에서 기인하는 이온화를 고려한 이온화 구조를 계산하였다.
• sgB[e] 별의 특성 상한부를 포함한 파라미터 공간을 탐색하였으며, 고Ṁ 및 저T_eff 영역을 포함하였다.
• 모델의 현실성 평가를 위해 이론적 프로파일을 R126의 관측 스펙트럼과 비교하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 어떤 조건에서 B[e] 초거성 별 대류에서 중성 수소 디스크가 형성되며, 이는 T_eff와 Ṁ에 어떻게 의존하는가?
• RQ2 축대칭 모델에서 수소 및 헬륨 이온화 상태는 위도 및 반경에 따라 어떻게 변화하는가?
• RQ3 왜 이전의 분석 모델은 자성 시뮬레이션에 비해 중성 수소 영역의 범위를 과도하게 예측하는가?
• RQ4 시뮬레이션된 Hα 및 C IV λλ1550 프로파일이 R126에서 관측된 특징을 어느 정도 재현하는가?
• RQ5 어떤 정도의 이온화가 자극된 수소 상태에서 기인하여 디스크 내 중성 수소의 형성을 억제하는가?

주요 결과

• 중성 수소 디스크는 Ṁ > 10⁻⁵ M⊙ yr⁻¹ 이며 T_eff ≤ 18,000 K 조건을 만족하는 유일한 모델에서만 형성되며, 이는 약 3 R* 이외의 영역에서만 발생하며, 별 표면까지는 연장되지 않는다.
• 자기 상태에서 기인하는 수소 이온화가 중성 수소를 강하게 억제하여, 이전 분석 모델이 예측한 것보다 형성하기가 훨씬 어려운 것으로 나타났다.
• 모든 경우를 제외한 낮은 질량 손실률(Ṁ < 10⁻⁶ M⊙ yr⁻¹) 이외에는 등위도 평면에서 헬륨이 재결합되어 대부분의 조건에서 중성 헬륨 디스크가 존재함을 시사한다.
• 모든 모델에서 극지역은 극도로 이온화되어 있으며, UV 영역에서 강한 C IV 에미션과 P Cygni 프로파일이 관측되며 일관된다.
• 시뮬레이션된 Hα 프로파일은 부분적으로 해상도가 확보된 이중 피크 구조를 보이며, C IV 프로파일은 약한 에미션을 나타내어 R126에서 관측된 특징과 일치한다.
• Hα 에미션 강도는 디스크-풍의 상호작용 표면의 투영 면적에 비례하며, 이는 Hα가 주로 등위도 디스크에서 형성됨을 시사한다.