[論文レビュー] The carrier of the "30" micron emission feature in evolved stars. A simple model using magnesium sulfide

S. Hony, L. B. F. M. Waters+1 more|ArXiv.org|Apr 19, 2002

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 82

ひとこと要約

本稿では、質量効果のない温度を持つマグネシウムイオン化硫化物（MgS）のダスト粒子が、炭素豊富な進化した星における30 μm放射特徴の担い手であると提唱する。ISO/SWSが観測したAGBから惑星状星雲に至る63個の天体のスペクトルを用い、特徴のプロファイルの変動はMgS粒子の温度と形状分布の違いによって説明でき、惑星状星雲段階での急速なMgS破壊の証拠は見当たらない。これは、MgSが銀河間空間（ISM）にまで生存可能である可能性を示唆している。

ABSTRACT

We present 2-45 micron spectra of a large sample of carbon-rich evolved stars in order to study the ``30'' micron feature. We find the ``30'' micron feature in sources in a wide range of sources: low mass loss carbon stars, extreme carbon-stars, post-AGB objects and planetary nebulae. We extract the profiles from the sources by using a simple systematic approach to model the continuum. We find large variations in the wavelength and width of the extracted profiles of the ``30'' micron feature. We modelled the whole range of profiles in a simple way by using magnesium sulfide (MgS) dust grains with a MgS grain temperature different from the continuum temperature. The systematic change in peak positions can be explained by cooling of MgS grains as the star evolves off the AGB. In several sources we find that a residual emission excess at ~26 micron can also be fitted using MgS grains but with a different grains shape distribution. The profiles of the ``30'' micron feature in planetary nebulae are narrower than our simple MgS model predicts. We discuss the possible reasons for this difference. We find a sample of warm carbon-stars with very cold MgS grains. We discuss possible causes for this phenomenon. We find no evidence for rapid destruction of MgS during the planetary nebula phase and conclude that the MgS may survive to be incorporated in the ISM.

研究の動機と目的

• 高分解能遠赤外スペクトルを用いて、炭素豊富な進化した星における30 μm放射特徴の担い手を特定すること。
• さまざまな進化段階における特徴プロファイルの系統的変動の原因を調査すること。
• 単純な物理モデルを用いて、マグネシウムイオン化硫化物（MgS）が観測された特徴をどのように説明できるかを検証すること。
• MgS粒子が後AGB段階および惑星状星雲段階を経て、銀河間空間（ISM）にまで生存可能かどうかを評価すること。
• スペクトル的外観に影響を与える物理的条件（特に粒子温度と形状分布）を探索すること。

提案手法

• AGBから惑星状星雲段階に至る炭素豊富な進化星の63個の遠赤外スペクトル（2–45 μm）を、ISO短波長スペクトロメータ（SWS）から分析する。
• 背景ダスト放射を分離するために、体系的な連続スペクトル除去手法を用いる。
• MgSダスト粒子を用いたモデル化を行い、全体のダスト温度とは分離した粒子温度を仮定する。
• 球形と扁平形状のダスト粒子の分布を組み込み、スペクトルプロファイルの変動（一部の天体における26 μm過剰）を説明する。
• 実験室で測定されたMgSの光学定数と観測された特徴プロファイルを比較し、担い手の特定を検証する。
• 特徴対連続スペクトル比の変化を評価し、後AGB段階および惑星状星雲段階におけるMgS粒子の生存可能性を検討する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 マグネシウムイオン化硫化物（MgS）は、広範な炭素豊富な進化星において観測された30 μm放射特徴を説明できるか？
• RQ2 さまざまな進化段階における30 μm特徴のピーク波長と幅の系統的変動の原因は何か？
• RQ3 惑星状星雲における30 μm特徴が、標準MgSモデルの予測よりも狭いのはなぜか？
• RQ4 特に粒子温度と形状分布といった物理的条件が、観測されたスペクトル的変動を引き起こすメカニズムは何か？
• RQ5 MgSは惑星状星雲段階で急速に破壊されるのか、それとも銀河間空間（ISM）にまで生存可能なのか？

主な発見

• 30 μm放射特徴は、すべての進化段階で検出された：低質量損失を示すC星、極端なC星、後AGB天体、および惑星状星雲。
• 特徴のプロファイル変動は、全体のダスト温度とは分離したMgS粒子温度によってよく説明され、C星では冷却されたMgS、後AGB天体では温められたMgSが観測された。
• 約25個の天体に観測された26 μm過剰は、球形に近い形状のMgS粒子が優勢な形状分布によって最もよくフィットし、特徴的な粒子形状が示唆された。
• 惑星状星雲における30 μm特徴は、標準MgSモデルの予測よりも狭く、この環境では扁平形状のMgS粒子が支配的である可能性を示唆している。
• 惑星状星雲段階でMgSの急速な破壊の証拠は得られず、MgSが銀河間空間（ISM）にまで生存可能である可能性が示された。
• 最も高温のC星では、予期しないほど冷却されたMgS粒子が観測された。これは、以前の質量放出段階で放出されたか、可視光・近赤外領域での吸収効率が低いことによる、星からの加熱からの分離（温度分離）が原因である可能性がある。