[논문 리뷰] First spectro-interferometric survey of Be stars I. Observations and constraints on the disks geometry and kinematics

A. Meilland, F. Millour외 6명|arXiv (Cornell University)|2011. 11. 10.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 36인용 수 37

한 줄 요약

VLTI/AMBER를 이용한 8개의 밝은 Be 별에 대한 스펙트로-간섭계 조사에서는 그들의 원위성 디스크가 주로 케플러 운동을 하며, 임계 회전 속도의 95%로 회전하고 있음을 밝혀냈다 (Ω/Ωc = 0.95 ± 0.02), 별성질과 디스크 구조 간에 명백한 상관관계는 없었다. 데이터는 디스크 운동역학에서 회전이 지배적임을 확인했지만, κ CMa와 α Col에서 관측된 약간의 비대칭성은 추가적인 메커니즘이 작용하고 있을 수 있음을 시사한다.

ABSTRACT

Context. Classical Be stars are hot non-supergiant stars surrounded by a gaseous circumstellar disk that is responsible for the observed infrared-excess and emission lines. The phenomena involved in the disk formation still remain highly debated. Aims. To progress in the understanding of the physical process or processes responsible for the mass ejections and test the hypothesis that they depend on the stellar parameters, we initiated a survey on the circumstellar environment of the brightest Be stars. Methods. To achieve this goal, we used spectro-interferometry, the only technique that combines high spectral (R=12000) and high spatial ($ heta_{ m min}$=4\,mas) resolutions. Observations were carried out at the Paranal observatory with the VLTI/AMBER instrument. We concentrated our observations on the Br$\gamma$ emission line to be able to study the kinematics within the circumstellar disk. Our sample is composed of eight bright classical Be stars : $\alpha$ Col, $\kappa$ CMa, $\omega$ Car, p Car, $\delta$ Cen, $\mu$ Cen, $\alpha$ Ara, and extit{o} Aqr. Results. We managed to determine the disk extension in the line and the nearby continuum for most targets. We also constrained the disk kinematics, showing that it is dominated by rotation with a rotation law close to the Keplerian one. Our survey also suggests that these stars are rotating at a mean velocity of V/V$_{ m c}$\,=\,0.82\,$\pm$\,0.08. This corresponds to a rotational rate of $\Omega/\Omega_{ m c}$\,=\,0.95\,$\pm$\,0.02 Conclusions. We did not detect any correlation between the stellar parameters and the structure of the circumstellar environment. Moreover, it seems that a simple model of a geometrically thin Keplerian disk can explain most of our spectrally resolved K-band data. Nevertheless, some small departures from this model have been detected for at least two objects (i.e, $\kappa$ CMa and $\alpha$ Col). Finally, our Be stars sample suggests that rotation is the main physical process driving the mass-ejection. Nevertheless, smaller effects from other mechanisms have to be taken into account to fully explain how the residual gravity is compensated.

연구 동기 및 목표

• 고해상도 스펙트로-간섭계를 활용하여 고전적 Be 별의 원위성 디스크 기하학적 구조와 운동학을 조사하는 것.
• 질량 분출 메커니즘이 표면효과온도, 회전속도, 스펙트럼형 등의 별성질에 따라 달라지는지 테스트하는 것.
• 디스크 형성과 안정성의 주요 원인이 회전, 복사압, 진동, 또는 이중성인지 규명하는 것.
• K-band에서 극방향 풍속과 비-케플러 운동 특징의 탐지 가능성 평가하기

제안 방법

• VLTI에서 AMBER 기구를 이용한 스펙트로-간섭계 관측을 수행하여, 스펙트럼 해상도 R = 12,000, 각해상도 4 mas를 확보하였다.
• 디스크 운동학을 탐사하기 위해 Brγ 복사선을 대상으로 하였으며, 간섭계의 복사도 및 위상 측정을 통해 디스크 구조를 모델링하였다.
• 기하학적으로 얇고, 도는 디스크를 단순한 운동학 모델로 적용하였으며, 케플러 운동을 가정하고 축방향로의 확산는 없음을 전제로 하였다.
• 별의 기울기 각도는 디스크의 투영된 타원도를 통해 추정되었으며, 이로부터 진정한 회전속도를 유도하였다.
• 다양한 기준선과 위치각에서 간섭계 데이터를 사용하여 모델 피팅을 수행하였다.
• 후속 연구에서 이론적 모델(SIMECA, BEDISK)을 적용하여 디스크 질량, 온도, 밀도 분포를 보다 정밀하게 제약하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 Be 별의 원위성 디스크는 주로 케플러 운동에 의해 지배되며, 비-케플러 운동이 지배적인가?
• RQ2 디스크의 구조나 운동학이 표면효과온도나 회전속도와 같은 별성질과 상관관계가 있는가?
• RQ3 스펙트로-간섭계를 통해 K-band에서 극방향 풍속을 탐지할 수 있으며, 관측된 복사에 기여하는 정도는 어떠한가?
• RQ4 축대칭 디스크 모델에서의 중대한 이심성은 존재하는가? 만약 그렇다면, 비축방향 진동, 이중성 상호작용 등의 물리적 메커니즘이 이를 설명할 수 있는가?
• RQ5 회전만으로는 별 표면에서 물질을 방출하는 데에 충분한 에너지를 제공하는가?

주요 결과

• 모든 8개의 Be 별 원위성 디스크는 기하학적으로 얇고, 도는 디스크 모델에 의해 가장 잘 설명되며, 이들의 회전 법칙은 케플러 운동에 매우 가까운 편이다.
• 표본의 평균 회전률은 Ω/Ωc = 0.95 ± 0.02이며, 이는 별들이 임계 회전 속도의 95%로 회전하고 있음을 시사한다.
• 임계 속도 대비 회전속도는 V/Vc = 0.82 ± 0.08로 나타나, 대부분의 경우 회전만으로 질량 분출이 가능함을 시사한다.
• 별성질(예: Teff, v sin i)과 디스크의 확장 또는 운동학 간에 유의미한 상관관계는 발견되지 않았다.
• κ CMa와 p Car에서 복사도 및 위상 프로파일의 비대칭성이 관측되어, 비균일성 또는 축비대칭적 구조가 존재할 가능성이 제기되었다.
• 짧은 극방향 기준선를 사용하여 α Col에서 잠재적인 극풍 신호를 관측하였지만, K-band에서의 존재를 확인하기 위해 추가 분석이 필요하다.