[논문 리뷰] Constraining stellar parameters and atmospheric dynamics of the carbon AGB star V Oph

Gioia Rau, K. Ohnaka외 3명|arXiv (Cornell University)|2019. 07. 19.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 129인용 수 9

한 줄 요약

이 연구는 탄소-rich AGB 항성 V Oph의 VLTI/MIDI 간섭계 데이터를 분석하기 위해 자기일관성 있는 동적 대기 모델(DARWIN)을 사용하여 항성 파arameter와 대기역학을 제약한다. 연구 결과, 펄레이션만으로는 관측된 확장된 분자층과 먼지층을 완전히 설명할 수 없으며, 알프레드 파동의 기여가 있을 것으로 추정된다. 이는 항성이 미라성보다는 반정규변광성으로 보다 적절히 분류되어야 함을 시사하며, 자기장 강도는 약 7.6 G이며 먼지 반경은 최대 853 R⊙에 이른다.

ABSTRACT

Molecules and dust produced by the atmospheres of cool evolved stars contribute to a significant amount of the total material found in the interstellar medium. To understand the mechanism behind the mass loss of these stars, it is of pivotal importance to investigate the structure and dynamics of their atmospheres. Our goal is to verify if the extended molecular and dust layers of the carbon-rich asymptotic giant branch (AGB) star V Oph, and their time variations, can be explained by dust-driven winds triggered by stellar pulsation alone, or if other mechanisms are operating. We model V Oph mid-infrared interferometric VLTI-MIDI data ($8$-$13~\mu$m), at phases $0.18$, $0.49$, $0.65$, together with literature photometric data, using the latest-generation self-consistent dynamic atmosphere models for carbon-rich stars: DARWIN. We determine the fundamental stellar parameters: $T_ ext{eff} = 2600~$K, $L_ ext{bol} = 3585~$L$_{\odot}$, $M = 1.5~$M$_{\odot}$, $C/O = 1.35$, $\dot{M} = 2.50\cdot10^{-6}$M$_{\odot}$/yr. We calculate the stellar photospheric radii at the three phases: $479$, $494$, $448$ R$_{\odot}$; and the dust radii: $780$, $853$, $787$ R$_{\odot}$. The dynamic models can fairly explain the observed $N$-band visibility and spectra, although there is some discrepancy between the data and the models, which is discussed in the text. We discuss the possible causes of the temporal variations of the outer atmosphere, deriving an estimate of the magnetic field strength, and computing upper limits for the Alfv\'{e}n waves velocity. In addition, using period-luminosity sequences, and interferometric modeling, we suggest V Oph as a candidate to be reclassified as a semi-regular star.

연구 동기 및 목표

• 탄소-rich AGB 항성 V Oph의 확장된 분자층과 먼지층을 먼지 주도의 펄레이션에 의한 바람만으로 설명할 수 있는지 확인하기 위해.
• 관측된 대기역학적 특성과 시간에 따른 변화를 설명하기 위해 알프레드 파동과 같은 추가 메커니즘이 필요한지 조사하기 위해.
• 펄레이션 주기와 광도를 주기-광도 시퀀스와 비교하여 V Oph의 분류를 재평가하기 위해.
• 간섭계 및 광도 측정 데이터를 사용하여 V Oph의 광합성층과 먼지껍질의 물리적 파arameter를 제약하기 위해.

제안 방법

• 탄소-rich 항성용 자기일관성 있는 동적 대기 모델(DARWIN) 격자 모델을 사용하여 V Oph의 VLTI/MIDI N-대역 간섭계 데이터(8–13 µm)를 세 개의 펄레이션 위상(φ = 0.18, 0.49, 0.65)에서 모델링하기 위해.
• 관측된 간섭도, 스펙트럼, 광도를 동적 모델에 맞추어 기본 항성 파arameter와 대기 구조를 유도하기 위해.
• 진동의 특성 속도를 계산하고 알프레드 파동 속도 및 자기장 강도에 대한 상한선을 유도하기 위해.
• V Oph의 주기와 광도를 Wood(2015)의 주기-광도 시퀀스와 비교하여 펄레이션 모드를 평가하고 잠재적 재분류를 검토하기 위해.
• WJK 지표(적색보정이 없는 광도 지표)를 사용하여 항성의 질량을 추정하고 진화 궤적과 비교하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 항성 펄레이션에 의해 유도된 먼지 주도 바람만으로 V Oph의 관측된 확장된 분자층과 먼지층을 설명할 수 있는가?
• RQ2 알프레드 파동은 V Oph의 대기 변동성과 질량 손실을 어떻게 유도하는가?
• RQ3 외부 대기에서 관측된 시간적 변화는 밀도와 온도의 변화 때문인가, 아니면 자기유체역학적 과정에 의해 유도되는가?
• RQ4 V Oph의 펄레이션 주기와 광도는 기본 모드인지 첫 번째 였음 모드 시퀀스와 일치하는가?
• RQ5 V Oph의 펄레이션 및 간섭계 행동에 기반하여, 그를 미라성 대신 반정규변광성으로 재분류할 수 있는가?

주요 결과

• V Oph의 표면효과온도는 2600 K로 결정되었으며, 볼로메트릭 광도는 3585 L⊙이고 질량은 1.5 M⊙이다.
• 항성의 질량 손실률은 2.50 × 10⁻⁶ M⊙/yr로 추정되었으며, 탄소 대 산소 비율은 1.35였다.
• 광합성층 반경은 펄레이션 위상에 따라 변동하며, 각각 위상 0.18, 0.49, 0.65에서 479 R⊙, 494 R⊙, 448 R⊙였다.
• 먼지 반경은 더 크며, 위상 0.49에서 최대 853 R⊙에 이르렀으며, 이는 대기의 상당한 확장성을 시사한다.
• 유도된 자기장 강도는 약 7.6 G로 AGB 항성의 문헌 값과 일치하며, 알프레드 파동 속도에 대한 상한선이 유도되었다.
• V Oph는 기본 모드가 아니라 첫 번째 옇음 모드에서 진동하는 것으로 보이며, 이는 반정규변광성으로의 재분류를 지지한다.