[論文レビュー] 3-D radiative transfer in clumped hot star winds I. Influence of clumping on the resonance line formation

B. Šurlan, W.‐R. Hamann+3 more|arXiv (Cornell University)|Feb 21, 2012

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 42被引用数 47

ひとこと要約

本研究は、不連続なホット星風における共鳴線形成のための、初の完全3次元モンテカルロ放射移動モデルを提示する。このモデルは、現実的な3次元密度構造、非単調な速度場、および間隔クラウド媒体（ICM）を考慮している。結果として、マクロクラウディングが線の光学濃度を低下させることを示し、特にクラウド間隔が大きい場合に顕著である。その結果、クラウディングを無視した場合、質量放出率が系atically低く見積もられることになり、ρ-およびρ²ベースの診断法の間にある矛盾が解消される。

ABSTRACT

The true mass-loss rates from massive stars are important for many branches of astrophysics. For the correct modeling of the resonance lines, which are among the key diagnostics of stellar mass-loss, the stellar wind clumping turned out to be very important. In order to incorporate clumping into radiative transfer calculation, 3-D models are required. Various properties of the clumps may have strong impact on the resonance line formation and, therefore, on the determination of empirical mass-loss rates. We incorporate the 3-D nature of the stellar wind clumping into radiative transfer calculations and investigate how different model parameters influence the resonance line formation. We develop a full 3-D Monte Carlo radiative transfer code for inhomogeneous expanding stellar winds. The number density of clumps follows the mass conservation. For the first time, realistic 3-D models that describe the dense as well as the tenuous wind components are used to model the formation of resonance lines in a clumped stellar wind. At the same time, non-monotonic velocity fields are accounted for. The 3-D density and velocity wind inhomogeneities show very strong impact on the resonance line formation. The different parameters describing the clumping and the velocity field results in different line strengths and profiles. We present a set of representative models for various sets of model parameters and investigate how the resonance lines are affected. Our 3-D models show that the line opacity is reduced for larger clump separation and for more shallow velocity gradients within the clumps. Our new model demonstrates that to obtain empirically correct mass-loss rates from the UV resonance lines, the wind clumping and its 3-D nature must be taken into account.

研究の動機と目的

• 1次元または2次元近似の制限を克服し、ホット星の風のクラウディングを現実的にモデル化する完全3次元放射移動フレームワークの開発。
• 3次元密度の不均一性、非単調な速度場、および間隔クラウド媒体（ICM）がホット星風における共鳴線形成に与える影響を調査すること。
• ρベース（例：Hα）およびρ²ベース（例：UV共鳴線）の診断法から得られる質量放出率の長年の矛盾を、現実的なクラウディング効果を組み込むことで解消すること。
• クラウディングパラメータ（例：クラウド間隔、発生半径、速度分散）がP-Cygniプロファイルの形状および線強度に与える影響を定量化すること。
• 将来的な観測スペクトルの分析に役立てるための柔軟で物理的に整合性のあるモデリングツールを提供すること。

提案手法

• 任意の3次元クラウド幾何形状を持つ不均一で拡張する星風を想定し、光子の伝搬をシミュレートする完全3次元モンテカルロ放射移動コードを開発した。
• 質量保存則を適用し、クラウドの数密度が滑らかな風と同一の質量放出率に従うようにした。クラウド間隔はパラメータ$L_0$で制御された。
• パラメータ$m$を用いた速度則を導入し、クラウド内での非単調な速度場と速度分散を表現した。
• 間隔クラウド媒体（ICM）を考慮するため、光学濃度$d$を持つ非空の背景を導入し、現実的な線の飽和挙動を再現した。
• 早期型星のUVスペクトルにおける主要な診断線としての二重線プロファイル（例：$\text{C}^{4+}$, $\text{Si}^{4+}$）を用いてモデルを検証した。
• パラメータ$D$、$L_0$、$r_{\text{cl}}$、$m$、$d$を変化させたモデル間で結果を比較し、一貫性を保つために表1のデフォルトパラメータセットを用いた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 3次元風クラウディングは、ホット星におけるUV共鳴線形成にどのように影響するか。特に線の光学濃度およびプロファイル形状に及ぼす影響は？
• RQ2 クラウド間隔（$L_0$）およびクラウディング発生半径（$r_{\text{cl}}$）は、P-Cygniプロファイルの強度および構造にどのような影響を及ぼすか？
• RQ3 クラウド内での非単調な速度場および速度分散は、共鳴線の青端および導出された終端速度（$v_{\infty}$）にどのように影響を及ぼすか？
• RQ4 非空の間隔クラウド媒体（ICM）が線の飽和および飽和線と非飽和線の整合性に及ぼす影響はどの程度か？
• RQ5 マクロクラウディング効果は、ρベースとρ²ベースの診断法から得られる質量放出率の観測された矛盾を説明できるか？

主な発見

• マクロクラウディングは、特に大きなクラウド間隔（$L_0$）において、有効な線の光学濃度を低下させる。その結果、吸収が弱まり、$v_{\infty}$付近に特徴的な吸収ディップが生じる。
• 固定されたクラウディング因子$D$のもとで、光学濃度の低下は$ L_0 $が大きいほど顕著であり、クラウディングを無視した場合、UV共鳴線から導出される質量放出率が系統的に低く見積もられることを示唆している。
• クラウディングの発生（$ r_{\text{cl}} $）は線プロファイルに強く影響する。発生が早いほど、ライン中心に顕著な吸収ディップが現れ、これはクラウディング発生の診断に役立つ可能性がある。
• 光学濃度$d = 0.05$の非空の間隔クラウド媒体（ICM）は、観測で要求されるように、飽和線と非飽和線を同時に再現するために不可欠である。
• 速度分散を$m = 0.2$でモデル化した場合、吸収の青端が$v_{\infty}$を越えて延びる。これは、非単調な流れを考慮しない場合、終端速度が過大評価される可能性があることを示している。
• 密度の不均一性と非単調な速度場の両方の効果は、実際のクラウド風において本質的に結合しているため、同時にモデル化する必要がある。