[논문 리뷰] What causes the large extensions of red-supergiant atmospheres? Comparisons of interferometric observations with 1-D hydrostatic, 3-D convection, and 1-D pulsating model atmospheres

B. Arroyo-Torres, M. Wittkowski외 7명|arXiv (Cornell University)|2015. 01. 07.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 80인용 수 34

한 줄 요약

이 연구는 빨간 초거성(초거성, RSGs)의 연장된 분자 대기의 원인을 VLTI/AMBER를 이용한 V602 Car, HD 95687, HD 183589의 분광간섭측정을 통해 조사한다. PHOENIX, 3차원 대류, 1차원 진동 모델과 사진광 복사량이 일치하더라도, CO 및 H2O 밴드에서 관측된 가시도 감소는 1–2개의 항성 반경을 초월하는 대기 연장이 있음을 나타내며, 이는 대류나 진동만으로는 설명되지 않는다. 주요 발견은 대류나 진동만으로는 연장이 설명되지 않으며, 오히려 도플러 시프트된 분자선에서의 복사압이 가장 유력한 메커니즘임을 시사한다. 이는 빛의 세기와 표면중력(로그 g < 0)과의 상관관계에 의해 뒷받침되며, 이는 약 10⁵ L⊙ 이상의 빛의 세기에서 관측된다.

ABSTRACT

We present the atmospheric structure and the fundamental parameters of three red supergiants, increasing the sample of RSGs observed by near-infrared spectro-interferometry. Additionally, we test possible mechanisms that may explain the large observed atmospheric extensions of RSGs. We carried out spectro-interferometric observations of 3 RSGs in the near-infrared K-band with the VLTI/AMBER instrument at medium spectral resolution. To comprehend the extended atmospheres, we compared our observational results to predictions by available hydrostatic PHOENIX, available 3-D convection, and new 1-D self-excited pulsation models of RSGs. Our near-infrared flux spectra are well reproduced by the PHOENIX model atmospheres. The continuum visibility values are consistent with a limb-darkened disk as predicted by the PHOENIX models, allowing us to determine the angular diameter and the fundamental parameters of our sources. Nonetheless, in the case of V602 Car and HD 95686, the PHOENIX model visibilities do not predict the large observed extensions of molecular layers, most remarkably in the CO bands. Likewise, the 3-D convection models and the 1-D pulsation models with typical parameters of RSGs lead to compact atmospheric structures as well, which are similar to the structure of the hydrostatic PHOENIX models. They can also not explain the observed decreases in the visibilities and thus the large atmospheric molecular extensions. The full sample of our RSGs indicates increasing observed atmospheric extensions with increasing luminosity and decreasing surface gravity, and no correlation with effective temperature or variability amplitude, which supports a scenario of radiative acceleration on Doppler-shifted molecular lines.

연구 동기 및 목표

• 세 개의 빨간 초거성(V602 Car, HD 95687, HD 183589)의 대기 구조와 기본 물리량을 규명하는 것.
• 대기의 큰 분자층 연장 현상의 원인이 대류, 진동, 또는 복사 과정인지를 테스트하는 것.
• 기존의 1차원 정적 기상모델, 3차원 대류 모델, 1차원 진동 모델이 간섭측정 가시도 데이터를 재현하는 데에 한계가 있음을 평가하는 것.
• RSG 대기 중에서 광합성 이하의 분자층을 떠받치는 주요 물리적 메커니즘을 규명하는 것.
• 빛의 세기와 표면중력이 RSG 대기 연장의 정도에 미치는 영향을 탐색하는 것.

제안 방법

• VLTI/AMBER를 이용해 K밴드(1.92–2.47 μm)에서 중간 분 giải도(R ~ 1500)로 근적외선 분광간섭측정을 수행하였다.
• 연속 스펙트럼의 가시도와 분자밴드 가시도(CO 2-0 및 H2O)를 측정하여 광합성 이하의 대기 연장 정도를 추론하였다.
• 1차원 정적 PHOENIX 모델, 3차원 복사유체역학(RHD) 대류 시뮬레이션, 새로운 1차원 자발진동 모델의 예측값과 관측된 가시도 곡선을 비교하였다.
• 연속 스펙트럼과 CO 밴드 헤드 영역 간의 가시도 비율을 계산하여 대기 연장 정도를 정량화하였다.
• 효과온도, 빛의 세기, 로사렌드 반경을 사용하여 목표 천체를 히르츠프룽-라수스(Hertzsprung-Russell) 다이어그램에 위치시키고 진화 궤적과 비교하였다.
• 대기 연장(가시도 감소)과 항성 물리량 간의 상관관계를 분석: 빛의 세기, 표면중력, 효과온도, 변동 폭

실험 결과

연구 질문

• RQ1 간섭측정 가시도 감소를 통해 드러난 빨간 초거성에서의 큰 대기 연장 현상의 원인은 무엇인가요?
• RQ2 1차원 정적 기상모델, 3차원 대류 모델, 1차원 진동 모델이 RSG의 관측된 가시도 곡선을 재현할 수 있나요?
• RQ3 분자층 연장의 정도와 빛의 세기, 표면중력, 효과온도, 변동 폭 등의 항성 물리량 간에 상관관계가 있나요?
• RQ4 RSG의 관측된 연장 현상은 Mira 변수 성별과 비교해 어떻게 다를까요? 이는 기초 물리 메커니즘에 대해 어떤 시사점을 줍니까?
• RQ5 도플러 시프트된 분자선에서의 복사압이 RSG 대기 중에서 분자층을 떠받치는 타당한 메커니즘일 수 있나요?

주요 결과

• V602 Car, HD 95687, HD 183589의 근적외선 복사 스펙트럼은 1차원 정적 PHOENIX 기상모델에 의해 잘 재현된다.
• 연속 스펙트럼의 가시도 측정값은 PHOENIX 모델이 예측한 가장자리 어두운 원반과 일치하며, 이는 각도 지름과 기본 물리량의 정확한 결정을 가능하게 한다.
• 모든 기상모델(PHOENIX, 3D 대류, 1D 진동)은 구조가 날카로운 것을 예측하며, CO(2.3–2.5 μm) 및 H2O(1.9–2.1 μm) 밴드에서 관측된 강한 가시도 감소를 재현하지 못한다.
• 관측된 대기 연장은 Mira 항성에서 관측된 것과 비슷한 척도로, 몇 개의 항성 반경까지 연장되지만, 테스트된 어떤 모델에서도 예측되지 않는다.
• 빛의 세기(~10⁵ L⊙ 이상)와 표면중력(log g < 0) 간에 유의미한 상관관계가 있으며, 효과온도나 변동 폭과는 상관관계가 없다.
• 결과는 도플러 시프트된 분자선에서의 복사압이 RSG 대기 중에서 분자층을 떠받치는 주요 메커니즘이며, 먼지 형성이 더 큰 반경에서 발생하고 복사압 또는 자기력에 의해 추가 가속될 수 있음을 지지한다.