[논문 리뷰] Numerical simulations of stellar SiO maser variability. Investigation of the effect of shocks

E. M. L. Humphreys, M. D. Gray외 4명|Research Explorer (The University of Manchester)|2002. 02. 22.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 45인용 수 75

한 줄 요약

이 연구는 은하형 항성에서의 마저 변동성을 시뮬레이션하기 위해 항성 유체역학적 펄세이션 모델과 SiO 마저 복사전달 코드를 결합한다. 주로 충격에 의해 유도되는 물리 조건의 변화에 초점을 맞춘다. 고리 형태의 마저 구조와 적절한 운동을 재현하는 데에는 성공했지만, 과도하게 단순화된 냉각, 시간에 따라 변하는 적외선 복사의 누락, 화학적 진화의 부재로 인해 모델의 성능이 떨어지며, 충격 효과만으로는 관측된 마저 변동성을 완전히 설명할 수 없음을 시사한다.

ABSTRACT

A stellar hydrodynamic pulsation model has been combined with a SiO maser model in an attempt to calculate the temporal variability of SiO maser emission in the circumstellar envelope (CE) of a model AGB star. This study investigates whether the variations in local physical conditions brought about by shocks are the predominant contributing factor to SiO maser variability because, in this work, the radiative part of the pump is constant. We find that some aspects of the variability are not consistent with a pump provided by shock-enhanced collisions alone. In these simulations, gas parcels of relatively enhanced SiO abundance are distributed in a model CE by a Monte Carlo method, at a single epoch of the stellar cycle. From this epoch on, Lagrangian motions of individual parcels are calculated according to the velocity fields encountered in the model CE during the stellar pulsation cycle. The potentially masing gas parcels therefore experience different densities and temperatures, and have varying line-of-sight velocity gradients throughout the stellar cycle, which may or may not be suitable to produce maser emission. At each epoch (separated by 16.6 days), emission lines from the parcels are combined to produce synthetic spectra and VLBI-type images. We report here the results for v=1, J=1-0 (43-GHz) and J=2-1 (86-GHz) masers.

연구 동기 및 목표

• 충격에 의해 유도되는 밀도, 온도, 속도 기울기의 변화가 AGB 항성에서 SiO 마저 변동성의 주요 원인인지 조사한다.
• 동적 충격 구조와 결합된 일정한 복사 펌프 메커니즘으로 관측된 마저 광선 곡선과 운동학을 재현할 수 있는지 테스트한다.
• 비등온성 충격, 냉각 시간 상수, 화학적 비균질성이 마저 방출 프로파일과 공간적 형태를 어떻게 형성하는지 평가한다.
• 현재 모델의 한계, 특히 복사전달, 충격 냉각, 화학적 진화 부족이 관측된 마저 행동을 정확히 재현하지 못하는 이유를 규명한다.
• 미래 모델링을 안내하기 위해 핵심 개선 사항을 규명한다: 시간에 따라 변화하는 IR 필드, 정확한 충격 냉각, SiO 및 CO, H2O와 같은 냉각제 물질의 동적 화학 반응.

제안 방법

• 유체역학적 항성 모델에서 유도된 속도장에 따라 SiO 농도가 높은 기체 입자를 펄세이션 주기 동안 추적하는 라그랑주 방법을 사용한다.
• 16.6일 간격으로 복사전달 코드를 사용해 마저 증폭을 국소 밀도, 온도, 속도 기울기에 기반해 계산한다.
• $v=1$, $J=1-0$ (43-GHz) 및 $J=2-1$ (86-GHz) 전이에 대해 합성 스펙트럼과 VLBI 유사 이미지를 생성하여 관측 결과와 비교한다.
• 모델은 일정한 복사 펌프를 가정하여 충격에 의해 강화된 충돌 펌프의 역할을 분리한다.
• 충격 냉각은 유체역학적 시간 상수(60–100일)로 모델링되지만, CO와 같은 분자 냉각제가 부재하여 냉각 시간이 너무 길어진다.
• 몬테카를로 방법을 사용해 단일 초기 단계에서 SiO가 풍부한 입자를 분포시켜 불연속적이고 비균질한 별주변 환경을 시뮬레이션한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 충격에 의해 유도된 밀도, 온도, 속도 기울기의 변화만으로 관측된 SiO 마저의 시간적 변동성을 어느 정도 설명할 수 있는가?
• RQ2 실제 충격 구조를 반영하고도도 왜 시뮬레이션은 관측된 마저 광선 곡선의 전체 동적 범위를 재현하지 못하는가?
• RQ3 시간에 따라 변하는 적외선 복사 필드와 정확한 충격 냉각이 부재할 경우 마저 증폭과 방출 지속 시간에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 화학적 비균질성, 특히 SiO 및 CO와 같은 냉각제 분자의 형성과 파괴가 마저 변동성에 어떤 역할을 하는가?
• RQ5 구형 대칭 펄세이션 모델이 관측된 마저 고리의 다양한 항성 단계에서의 지속성을 재현할 수 있는가, 아니면 비대칭적 구조가 필요한가?

주요 결과

• 강한 SiO 마저 방출은 광원 표면에서 몇 개의 항성 반지름 내에서 빈 침투 고리 형태로 발생하며, TX Cam과 같은 항성에서 관측된 탄성 증폭과 일치한다.
• 합성 마저 고리의 직경은 항성 펄세이션 단계에 따라 변동하며, TX Cam 및 기타 마이라 변수의 관측 결과와 일치한다.
• 모델에서 밝은 마저 입자의 적절한 운동은 R Aqr와 TX Cam에서 측정된 값과 유사하지만, 모든 관측된 운동은 재현되지 않는다.
• 합성 스펙트럼은 항성의 복사 속도에서 피크를 보이며, 일반적인 마이라 너비와 항성 단계에 따라 변하는 강도 변화를 보인다.
• 모델은 마저 밝기를 과소평가하고 전체 동적 범위를 재현하지 못한다. 주로 충격 냉각 시간 상수가 너무 길기 때문이며(60–100일), CO와 같은 분자 냉각제가 부재하기 때문이다.
• 모델은 마저 방출이 가끔 항성 디스크 위에 나타날 수 있음을 예측하며, 이는 일부 항성의 VLBI 관측 결과와 확인된다.