[论文解读] Micron-sized forsterite grains in the pre-planetary nebula of IRAS 17150-3224 - Searching for clues on the mysterious evolution of massive AGB stars

B. L. de Vries, K. M. Maaskant+4 more|UvA-DARE (University of Amsterdam)|Feb 24, 2015

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 67被引用 10

一句话总结

本研究利用辐射转移模型，对前行星状星云 IRAS 17150-3224 中微米级顽辉石颗粒的颗粒大小和空间分布进行约束。研究发现，顽辉石颗粒主要集中在 2–6 μm 尺寸，可能是在质量损失率 >10⁻³ M☉/yr 的超风阶段形成的，且亚微米颗粒的缺失可能源于一种未知的非晶化过程。

ABSTRACT

We study the grain properties and location of the forsterite crystals in the circumstellar environment of the pre-planetary nebula (PPN) IRAS 17150-3224 in order to learn more about the as yet poorly understood evolutionary phase prior to the PPN. We use the best-fit model for IRAS 17150-3224 of Meixner et al. (2002) and add forsterite to this model. We investigate different spatial distributions and grain sizes of the forsterite crystals in the circumstellar environment. We compare the spectral bands of forsterite in the mid-infrared and at 69 micrometre in radiative transport models to those in ISO-SWS and Herschel/PACS observations. We can reproduce the non-detection of the mid-infrared bands and the detection of the 69 micrometre feature with models where the forsterite is distributed in the whole outflow, in the superwind region, or in the AGB-wind region emitted previous to the superwind, but we cannot discriminate between these three models. To reproduce the observed spectral bands with these three models, the forsterite crystals need to be dominated by a grain size population of 2 micrometre up to 6 micrometre. We hypothesise that the large forsterite crystals were formed after the superwind phase of IRAS 17150-3224, where the star developed an as yet unknown hyperwind with an extremely high mass-loss rate (10^-3 Msol/yr). The high densities of such a hyperwind could be responsible for the efficient grain growth of both amorphous and crystalline dust in the outflow. Several mechanisms are discussed that might explain the lower-limit of 2 micrometre found for the forsterite grains, but none are satisfactory. Among the mechanisms explored is a possible selection effect due to radiation pressure based on photon scattering on micron-sized grains.

研究动机与目标

• 确定 IRAS 17150-3224 的包层环境中顽辉石晶体的颗粒大小和空间分布。
• 通过分析前行星状星云中的尘埃性质，解决大质量渐近巨星支星的演化之谜。
• 检验辐射压力或颗粒生长机制是否能解释观测到的顽辉石颗粒下限尺寸。
• 研究超风阶段在大质量渐近巨星支星中促进高效尘埃颗粒生长的作用。

提出的方法

• 使用 MCMax 代码进行辐射转移建模，以模拟光谱能量分布以及中红外和 69 μm 带特征。
• 建模不同的空间分布：整个喷流、超风区域、AGB 风区域、环状结构和盘状赤道结构。
• 将不同尺寸分布（0.1–10 μm）的顽辉石颗粒纳入 Meixner 等人（2002）的 SED 和图像拟合模型中。
• 将合成光谱与 ISO-SWS 和 Herschel/PACS 观测结果进行比较，以约束颗粒特性。
• 计算顽辉石颗粒的辐射压力效率（β）随颗粒尺寸的变化，以评估其驱动风的能力。
• 评估竞争性机制，如小尺寸顽辉石颗粒的选择性破坏或非晶化。

实验结果

研究问题

• RQ1 IRAS 17150-3224 包层喷流中顽辉石的主导颗粒尺寸群体是什么？
• RQ2 顽辉石颗粒最可能位于喷流的哪个区域（整体、超风区或 AGB 风区）？
• RQ3 为何观测到的顽辉石颗粒尺寸存在约 2 μm 的下限？何种物理过程可解释这一现象？
• RQ4 69 μm 光谱特征能否完全由顽辉石解释，还是需要其他尘埃组分？
• RQ5 质量损失率超过 10⁻³ M☉/yr 的超风阶段是否能解释观测到的颗粒生长和尺寸分布？

主要发现

• IRAS 17150-3224 中的顽辉石颗粒以 2–6 μm 尺寸为主，该尺寸分布是重现观测到的 69 μm 带和中红外特征未被检测到所必需的。
• 模型无法区分顽辉石颗粒分布在整体喷流、超风区域或超风前 AGB 风区域。
• 环状和盘状模型被排除，因为其吸收特征过强或 69 μm 带过弱。
• 69 μm 带的蓝侧肩部无法仅由顽辉石解释，可能源于微米级正交顽辉石颗粒。
• 顽辉石颗粒的下限尺寸约 2 μm 不太可能是由辐射压力筛选所致，因为 β 在约 0.5 μm 处达到峰值，并随颗粒变大而减小。
• 一种未知的非晶化机制可能选择性地破坏亚微米顽辉石颗粒，因为已知的星际非晶化过程对寿命短暂的超风阶段而言过于缓慢。