[논문 리뷰] Clumpy dust clouds and extended atmosphere of the AGB star W Hya revealed with VLT/SPHERE-ZIMPOL and VLTI/AMBER II. Time variations between pre-maximum and minimum light

K. Ohnaka, G. Weigelt외 1명|arXiv (Cornell University)|2016. 11. 14.

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한 줄 요약

이 연구는 AGB 별 W 히드라의 최소광도 및 최대광도 이전 시점에서 VLT/SPHERE-ZIMPOL 편광계측과 VLTI/AMBER 간섭계측을 이용하여 시간에 따라 변화하는 덩어리진-dust 구름과 확장된 대기를 규명하였다. 최소광도 시에는 작은 먼지 입자(0.1 μm)가 지배적이며, 최대광도 이전 시점에는 더 큰 입자(0.5 μm)가 지배적임을 발견하여, 펄세이션 주기 동안 먼지 입자 성장이 계속되고 있음을 시사한다.

ABSTRACT

Our recent visible polarimetric images of the well-studied AGB star W Hya taken at pre-maximum light (phase 0.92) with VLT/SPHERE-ZIMPOL have revealed clumpy dust clouds close to the star at ~2 Rstar. We present second-epoch SPHERE-ZIMPOL observations of W Hya at minimum light (phase 0.54) in the continuum (645, 748, and 820 nm), in the Halpha line (656.3 nm), and in the TiO band (717 nm) as well as high-spectral resolution long-baseline interferometric observations in 2.3 micron CO lines with the AMBER instrument at the Very Large Telescope Interferometer (VLTI). The high-spatial resolution polarimetric images have allowed us to detect clear time variations in the clumpy dust clouds as close as 34--50~mas (1.4--2.0 Rstar) to the star. We detected the formation of a new dust cloud and the disappearance of one of the dust clouds detected at the first epoch. The Halpha and TiO emission extends to ~150 mas (~6 Rstar), and the Halpha images reveal time variations. The degree of linear polarization is higher at minimum light (13--18%) than that at pre-maximum light. The power-law-type limb-darkened disk fit to the AMBER data in the continuum results in a limb-darkened disk diameter of 49.1+/-1.5 mas and a limb-darkening parameter of 1.16+/-0.49, indicating that the atmosphere is more extended with weaker limb-darkening compared to pre-maximum light. Our Monte Carlo radiative transfer modeling suggests the predominance of small (0.1 micron) grains of Al2O3, Mg2SiO4, and MgSiO3 at minimum light, in marked contrast to the predominance of large (0.5 micron) grains at pre-maximum light. The variability phase dependence of the grain size implies that small grains might just have started to form at minimum light in the wake of a shock, while the pre-maximum light phase might have corresponded to the phase of efficient grain growth.

연구 동기 및 목표

• AGB 별 W 히드라의 펄세이션 주기 동안 덩어리진 먼지 구조와 확장된 대기의 시간적 변화를 조사하기 위해.
• 고해상도 편광 및 간섭계측 관측을 통해 순환환경의 입자 크기 분포와 조성을 규명하기 위해.
• 내부 순환환경에서 펄세이션에 의해 유도되는 충격파, 먼지 형성, 그리고 입자 성장 간의 연관성을 이해하기 위해.
• 최소광도(위상 0.54)와 최대광도 이전 시점(위상 0.92)의 물리적 조건과 먼지 특성을 비교하여 먼지 형성의 진화적 경향을 추론하기 위해.

제안 방법

• 최소광도(위상 0.54)에서 VLT/SPHERE-ZIMPOL을 이용해 W 히드라의 고해상도 가시광선 편광 영상(연속 스펙트럼 파장 645, 748, 820 nm), Hα(656.3 nm), TiO(717 nm)를 획득하였다.
• VLTI/AMBER를 이용해 CO 첫 번째 옆구리 영역(약 2.3 μm)에서 고스펙트럼 해상도 장거리 간섭계측을 수행하였으며, 스펙트럼 해상도는 12,000이었다.
• AMBER 연속 스펙트럼의 간섭도를 파wr-법 형태의 가장자리 어두워짐 디스크 모델에 적합시켜 효과적인 항성 디스크 크기와 가장자리 어두워짐 계수를 유도하였다.
• SPHERE-ZIMPOL 편광 강도 지도를 해석하기 위해 2차원 몬테카를로 복사전달 모델링을 수행하였으며, 특정 입자 크기와 광학 두께를 가진 먼지 껍질을 가정하였다.
• 관측된 편광 및 강도 구조를 Al2O3, Mg2SiO4, MgSiO3 입자를 사용한 모델과 비교하여 조성과 입자 크기 분포를 제약하였다.
• 두 시점 간 Hα 및 TiO 발광 형태와 편광의 시간 변화를 분석하여 확장된 대기 내의 역학적 변화를 평가하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 W 히드라 주변 먼지 덩어리의 형태와 편광은 최소광도와 최대광도 이전 시점에서 어떻게 다를까?
• RQ2 최소광도 시 내부 순환환경의 먼지 입자 특징 크기는 얼마이며, 최대광도 이전 시점과 비교해 어떻게 다를까?
• RQ3 Hα 및 TiO 발광으로 추적되는 확장된 대기는 두 펄세이션 주기 사이에서 얼마나 시간에 따라 변화하는가?
• RQ4 최소광도와 최대광도 이전 시점 사이에서 항성 디스크의 가장자리 어두워짐은 어떻게 변화하며, 이는 대기 구조에 대해 어떤 함의를 갖는가?
• RQ5 관측된 먼지 덩어리 분포와 편광의 시간적 변화를 이끌어내는 물리적 메커니즘은 무엇인가?

주요 결과

• SPHERE-ZIMPOL은 최소광도 시 34–50 mas(1.4–2.0 R⋆) 거리에서 세 개의 덩어리진 먼지 덩어리를 감지하였으며, 시간에 따른 명백한 변화를 보였다: 한 개의 새로운 덩어리가 형성되었고, 이전에 관측된 한 덩어리가 사라졌다.
• 최소광도 시 선형 편광도는 13%에서 18% 사이로, 최대광도 이전 시점보다 높았으며, 이는 더 강한 산란 또는 더 비대칭적인 먼지 분포를 의미한다.
• Hα 및 TiO 발광은 약 150 mas(약 6 R⋆)까지 확장되었으며, 두 시점 간 형태에 시간적 변화가 있었고, 이는 확장된 대기 내의 역학적 변화를 시사한다.
• VLTI/AMBER 데이터는 파워-법 형태의 가장자리 어두워짐 디스크 모델에 적합되어 가장자리 어두워짐 디스크 직경 49.1 ± 1.5 mas와 가장자리 어두워짐 계수 1.16 ± 0.49를 도출하였으며, 이는 최소광도 시 더 넓어지고 더 적은 가장자리 어두워짐을 가진 대기를 의미한다.
• 최소광도 시 SPHERE-ZIMPOL 데이터에 대한 몬테카를로 복사전달 모델링은 Al2O3, Mg2SiO4 또는 MgSiO3 입자(0.1 μm)로 이루어진 먼지 껍질에 가장 잘 맞았으며, 550 nm에서의 광학 두께는 0.6 ± 0.2, 반경은 1.3 R⋆와 10 ± 2 R⋆였다.
• 모델 결과는 입자 크기의 뚜렷한 대비를 보였다: 최소광도 시에는 0.1 μm 입자가 지배적이며, 최대광도 이전 시점에는 0.5 μm 입자가 지배적이었다. 이는 펄세이션 주기 동안 먼지 입자 성장이 일어나고 있음을 시사한다.