[論文レビュー] An Improved Model of SiO Maser Emission in Miras

M. D. Gray, M. Wittkowski+4 more|arXiv (Cornell University)|Nov 17, 2008

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 69

ひとこと要約

本研究では、現実的なダスト吸収率と波長依存性のある放射場を組み込んだ、ミラ変星におけるSiOメーザーの改善された動的大気およびメーザー伝播モデルを提示する。このモデルは、赤外線光球半径の約2.2倍の半径で観測されたリング状メーザー構造をうまく再現しており、VLBI観測と整合するリング半径と、光学的位相0.1～0.25における明るさの最大値を示す位相依存性を持つ。

ABSTRACT

We describe a combined dynamic atmosphere and maser propagation model of SiO maser emission in Mira variables. This model rectifies many of the defects of an earlier model of this type, particularly in relation to the infra-red (IR) radiation field generated by dust and various wavelength-dependent, optically thick layers. Modelled masers form in rings with radii consistent with those found in VLBI observations and with earlier models. This agreement requires the adoption of a radio photosphere of radius approximately twice that of the stellar photosphere, in agreement with observations. A radio photosphere of this size renders invisible certain maser sites with high amplification at low radii, and conceals high-velocity shocks, which are absent in radio continuum observations. The SiO masers are brightest at an optical phase of 0.1 to 0.25, which is consistent with observed phase-lags. Dust can have both mild and profound effects on the maser emission. Maser rings, a shock and the optically thick layer in the SiO pumping band at 8.13\micron appear to be closely associated in three out of four phase samples.

研究の動機と目的

• 過去のモデルが赤外線放射場を単純化し、固定された星周光球半径を仮定していたという制限を克服すること。
• ミラ変星におけるメーザー環、衝撃波、ダスト凝縮領域の空間的・時間的関連性を正確にモデル化すること。
• ダスト吸収率と放射ポンプがメーザー発光プロファイルおよび環の半径をどのように決定するかを特定すること。
• モデル予測をVLBIおよび電波連続スペクトル観測から得られたメーザー環半径と位相依存性の強度変動と一致させること。
• 観測された光学光曲線とメーザー発光の間の位相遅れの物理的根拠を確立すること。

提案手法

• ボーエン（1988）およびウィルソン（1987）の連成流体力学的解が、星周包層の時間依存的密度、速度、温度構造を提供する。
• 過去のモデルが単純化した黒体近似を用いたのに対し、ダスト吸収率と凝縮温度を用いて波長依存性のある光学的厚さのある放射場を計算する。
• 物理的に不自然な高衝撃速度と星表面付近での明るすぎるメーザーを抑えるために、赤外線光球半径の約2倍の半径を有する電波光球をモデルに組み込む。
• 放射ポンプと衝突ポンプを用いてメーザー増幅を計算し、SiOの割合を10⁻⁴に固定し、率係数の一貫性を保つためにHを分子と仮定する。
• VLBIに類似した環の半径は、増幅が最大となる領域の接線方向増幅から導出され、環の位置は増幅と光学的厚さのバランスによって決定される。
• 複数の星周期位相において、位相依存性のメーザースペクトルと環の半径を計算し、S Oriおよび他のミラ変星からの観測データと比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 波長依存性のある光学的厚さのある放射場は、ミラ変星におけるSiOメーザーの空間的分布と強度にどのように影響を与えるか？
• RQ2 赤外線光球半径の約2倍の半径を有する電波光球は、モデル予測と電波連続スペクトル観測との一致をどのように達成するか？
• RQ3 メーザー環、衝撃波前線、8.13 µmの光学的厚さピークは、空間的および時間的に相関しているか？
• RQ4 なぜ一部のメーザー遷移（例：86 GHzにおけるv=1, J=2–1）は位相0.1で大きな環半径を示し、これは観測と整合するのか？
• RQ5 ダスト吸収率と放射ポンプは、SiOメーザーの位相依存性の明るさにどの程度寄与するか？

主な発見

• モデルは、赤外線光球半径の1.8～2.4倍の半径でメーザー発光をリング状に発生させ、VLBI観測と整合する。
• v=2, J=1–0メーザー環は、v=1, J=1–0メーザー環よりも常に小さく、観測傾向と一致する。
• 赤外線光球半径の約2倍の半径を有する電波光球は、高衝撃速度を隠し、星表面付近での物理的に不自然な明るさの増加を防ぎ、電波連続スペクトル観測と整合する。
• 位相0.1におけるv=1, J=2–1メーザー環は半径約2.4 R_IRを示し、これはSoria-Ruizら（2007）のVLBI観測と一致するが、旧モデルとは異なる。
• 43 GHzにおけるモデル予測の環半径は観測値よりもわずかに小さいが、明るいスポット数が少ないため統計的不確実性の範囲内にある。
• モデルは、最も明るい位相と最も暗い位相の間で、v=1, J=1–0のスペクトル強度比が約70、v=2, J=1–0が約1000を予測するが、観測値（1.5および2）よりも高い。これはスポットサンプリングの統計的ゆらぎによる可能性が大きい。