[논문 리뷰] Micron-sized forsterite grains in the pre-planetary nebula of IRAS 17150-3224 - Searching for clues on the mysterious evolution of massive AGB stars

B. L. de Vries, K. M. Maaskant외 4명|UvA-DARE (University of Amsterdam)|2015. 02. 24.

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한 줄 요약

이 연구는 별계 전행성운 IRAS 17150-3224의 마이크론 크기의 포르스터라이트 입자를 복사 전달 모델을 사용하여 입자 크기와 공간 분포를 제약하기 위해 조사한다. 연구 결과, 포르스터라이트 입자는 주로 2–6 μm 크기의 입자로 구성되어 있으며, 이는 질량 손실률 >10⁻³ M☉/yr인 초풍기(하이퍼윈드) 단계 동안 형성된 것으로 보이며, 1미크론 이하의 입자가 존재하지 않는 것은 알려지지 않은 비정질화 과정 때문일 수 있다.

ABSTRACT

We study the grain properties and location of the forsterite crystals in the circumstellar environment of the pre-planetary nebula (PPN) IRAS 17150-3224 in order to learn more about the as yet poorly understood evolutionary phase prior to the PPN. We use the best-fit model for IRAS 17150-3224 of Meixner et al. (2002) and add forsterite to this model. We investigate different spatial distributions and grain sizes of the forsterite crystals in the circumstellar environment. We compare the spectral bands of forsterite in the mid-infrared and at 69 micrometre in radiative transport models to those in ISO-SWS and Herschel/PACS observations. We can reproduce the non-detection of the mid-infrared bands and the detection of the 69 micrometre feature with models where the forsterite is distributed in the whole outflow, in the superwind region, or in the AGB-wind region emitted previous to the superwind, but we cannot discriminate between these three models. To reproduce the observed spectral bands with these three models, the forsterite crystals need to be dominated by a grain size population of 2 micrometre up to 6 micrometre. We hypothesise that the large forsterite crystals were formed after the superwind phase of IRAS 17150-3224, where the star developed an as yet unknown hyperwind with an extremely high mass-loss rate (10^-3 Msol/yr). The high densities of such a hyperwind could be responsible for the efficient grain growth of both amorphous and crystalline dust in the outflow. Several mechanisms are discussed that might explain the lower-limit of 2 micrometre found for the forsterite grains, but none are satisfactory. Among the mechanisms explored is a possible selection effect due to radiation pressure based on photon scattering on micron-sized grains.

연구 동기 및 목표

• IRAS 17150-3224의 별주위 환경에서 포르스터라이트 결정의 입자 크기와 공간 분포를 규명하기 위해.
• 행성형성운의 전단계인 별주위 먼지 성질을 분석하여 거대한 AGB 별의 진화 역학 문제를 해결하기 위해.
• 관측된 포르스터라이트 입자 크기 하한선을 설명하는 데 복사압 또는 입자 성장 메커니즘이 어떤 영향을 미치는지 테스트하기 위해.
• 거대한 AGB 별에서 효율적인 먼지 입자 성장을 가능하게 하는 초풍기 단계의 역할을 조사하기 위해.

제안 방법

• MCMax 코드를 사용한 복사 전달 모델링을 통해 스펙트럼 에너지 분포 및 중적외선 및 69 μm 밴드 특징을 시뮬레이션한다.
• 다양한 공간 분포를 모델링: 전체 확산, 초풍기 영역, AGB 바람 영역, 토러스, 디스크 형태의 등위 영역.
• Meixner 등 (2002)의 SED 및 이미지 피팅 모델에 다양한 크기 분포(0.1–10 μm)를 가진 포르스터라이트 입자를 통합한다.
• 합성 스펙트럼을 ISO-SWS 및 Herschel/PACS 관측 결과와 비교하여 입자 성질을 제약한다.
• 입자 크기 함수로서 포르스터라이트 입자의 복사압 효율성(β)을 계산하여 바람 생성 잠재력 평가.
• 선택적 파괴 또는 작은 포르스터라이트 입자의 비정질화와 같은 경쟁 메커니즘 평가.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 IRAS 17150-3224의 별주위 확산에서 포르스터라이트의 주요 입자 크기 집단은 무엇인가?
• RQ2 확산의 어느 영역(전체, 초풍기, 또는 AGB 바람 영역)에서 포르스터라이트 입자가 가장 가능성이 높은가?
• RQ3 관측된 포르스터라이트 입자 크기에 약 2 μm의 하한선이 존재하는 이유는 무엇이며, 이러한 현상을 설명할 수 있는 물리적 과정은 무엇인가?
• RQ4 69 μm 스펙트럼 특징은 포르스터라이트로만 완전히 설명될 수 있는가, 아니면 다른 먼지 종이 필요할까?
• RQ5 질량 손실률이 >10⁻³ M☉/yr인 초풍기 단계가 관측된 입자 성장과 크기 분포를 설명할 수 있는가?

주요 결과

• IRAS 17150-3224의 포르스터라이트 입자는 관측된 69 μm 밴드와 중적외선 특징의 부재를 재현하기 위해 필수적인 2–6 μm 크기의 입자 집단으로 구성되어 있다.
• 모델은 포르스터라이트가 전체 확산, 초풍기 영역, 또는 초초풍기 이전의 AGB 바람 영역에 분포되어 있는지 여부를 구분할 수 없다.
• 토러스 및 디스크 형태의 모델은 과도하게 강한 흡수 특징 또는 너무 약한 69 μm 밴드로 인해 배제된다.
• 69 μm 밴드의 파랑 어깨는 포르스터라이트로만 설명될 수 없으며, 마이크론 크기의 오르토-에나스타이트 입자가 기여할 수 있다.
• 포르스터라이트 입자 크기 하한선이 약 2 μm인 것은 복사압 필터링 때문일 가능성이 낮다. 실제로 β는 약 0.5 μm에서 최대에 도달하고 크기가 증가함에 따라 감소하기 때문이다.
• 알 수 없는 비정질화 메커니즘이 소형 포르스터라이트 입자를 선택적으로 파괴할 수 있으며, 알려진 간성 공간 비정질화 과정은 짧은 수명을 가진 초풍기 단계에는 너무 느리다.