[論文レビュー] CO band emission from MWC349: I. First overtone bands from a disk or from a wind?

M. Kraus, E. Kruegel+2 more|arXiv (Cornell University)|Aug 15, 2000

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 5

ひとこと要約

本研究は、B[e]星MWC 349における最初のオーバートーンCOバンド発光の起源を、低分解能および高分解能の近赤外スペクトルを用いて分析する。主なシナリオとして、ガウス型ラインプロファイルを示す風からの発光、または中心のバルジが近側からの発光を遮断し、低速度発光しか観測されない回転するディスクからの発光を提案する。最良のフィットモデルは、COガス温度が3500–4000 K、柱密度が約5×10²⁰ cm⁻²、運動論的幅が50–60 km/sであることを示し、風モデルとディスクモデルの両方が観測データを同程度に良く再現する。

ABSTRACT

We observed the near infrared emission in the wavelength range 2.28-2.50 micron from the peculiar B[e]-star MWC349. The spectra contain besides the strong IR continuum the first overtone CO bands and most of the hydrogen recombination lines of the Pfund series, both in emission. We also modeled the spectra. The Pfund lines have a gaussian profile with a FWHM of ~100 km/s, and it turned out that their emission is in LTE and optically thin. To explain the CO bands, several scenarios were investigated. We found that the CO band heads are formed under LTE and that the gas must have a temperature of 3500 to 4000 K. The width of the 2 -> 0 band head indicates kinematical broadening of 50 to 60 km/s. We can obtain fits to the measured spectra assuming that the CO gas has a column density of 5 10^{20} cm^{-2} and is located either at the inner edge of the rotating circumstellar disk. In this case, the disk must have a bulge which partly blocks the radiation so that the observer sees only a sector on the far side where the radial velocities are small. Or the CO emission originates in a wind with gaussian line profiles. Both fits are of equal quality and satisfactory. In a third alternative where the fit is less convincing, the CO emission is optically thin and comes from an extended Keplerian disk.

研究の動機と目的

• B[e]星MWC 349における最初のオーバートーンCOバンド発光の起源を特定し、ディスクと風のシナリオを区別すること。
• 観測された近赤外スペクトル（COバンドおよびファンプト系列の水素再結合線を含む）をモデル化し、発光ガスの物理的状態を制約すること。
• 観測されたラインプロファイルおよびバンド形状が、ケプラーディスクの回転運動に一致するか、風駆動の噴流に一致するかを評価すること。
• ディスクが低傾斜角で見られる場合、幾何的遮蔽（例：ディスクのバルジ）が観測されたラインプロファイルをどのように形作るかを評価すること。
• 観測されたスペクトル特徴を用いて、複数の物理的モデル（風、光学的に薄いケプラーディスク、中心にバルジのあるディスク）のフィット品質を比較すること。

提案手法

• UKIRTを用いて、2.28–2.5 μmの低分解能近赤外スペクトルを取得し、スペクトル分解能約330 km/sでCOバンドとファンプト系列ラインを分解能をもって解像した。
• CO 2→0および3→1バンドヘッドの高分解能観測を実施し、ラインプロファイルおよび運動論的幅を分析した。
• ファンプト系列ラインをL谷状態および光学的に薄い状態を仮定してモデル化し、FWHMが約100 km/s、風速度が約50 km/sであると導出した。
• L谷状態下でのCOバンド発光を評価し、ガス温度を3500–4000 K、柱密度を約5×10²⁰ cm⁻²と導出した。
• 中心のバルジが内側ディスクの近側からの発光を遮断し、遠方側セクタからの低径方向速度発光のみが観測可能となる回転ディスクからの発光をシミュレートした。
• 代替モデルを検証した：ガウス型ラインプロファイルを示す風、および光学的に薄いCO発光を示す拡張されたケプラーディスク。観測スペクトルとのフィットを比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測されたMWC 349におけるCOバンド発光を再現するには、どのような物理的条件（温度、柱密度、運動論的性質）が必要か？
• RQ2 観測されたCOバンドプロファイルおよびライン幅は、ケプラーモーションを示す回転する周囲星間ディスクによって説明可能か、それとも風がより妥当な説明か？
• RQ3 ディスクのバルジによる幾何的遮蔽は、高い回転速度があるにもかかわらずCOバンドプロファイルに高速度成分が欠落していることを説明できるか？
• RQ4 観測されたファンプト系列ラインプロファイルは、H II領域内のイオン化ガスの運動論的性質および光学的厚さをどのように制約するか？
• RQ5 風モデル、バルジ付きディスクモデル、拡張ケプラーディスクモデルの中で、観測された近赤外スペクトルを最もよく再現するのはどれか？

主な発見

• ファンプト系列ラインはL谷状態および光学的に薄い状態にあり、FWHMが約100 km/sであり、風速度が約50 km/sであることを示唆している。
• COバンド発光は3500–4000 Kのガスから発生し、柱密度が約5×10²⁰ cm⁻²、運動論的幅が50–60 km/sである。
• ガウス型ラインプロファイルを示す風モデルは、CO光学的厚さがおおよそ1の範囲であることに整合し、観測されたCOバンド発光を妥当に再現する。
• 中心にバルジがあり、内側ディスクの近側からの発光を遮断するディスクモデルは、高速度成分の欠落を説明でき、観測データとのフィットが風モデルと同等に良好である。
• 光学的に薄いCO発光を示す拡張ケプラーディスク（N_CO ~ 6×10¹⁶ cm⁻²、τ ~ 10⁻⁴）は、ケプラーモーション下でのラインプロファイルが不一致であるため、フィットが悪かった。
• 最良のフィットを得るディスクモデルでは、COが星から3 AU以内に位置しており、ダストの蒸発半径内にあり、ライン形状を説明するにはディスクにバルジが必要である。