[论文解读] The Circumstellar Disk of the Be Star $o$~Aquarii

T. A. A. Sigut, C. Tycner+2 more|arXiv (Cornell University)|Oct 7, 2015

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 34被引用 8

一句话总结

本研究结合2007–2014年间的Hα干涉仪与光谱观测数据，以及近红外SED数据，约束了Be星o Aquarii周围原行星盘的物理特性。最佳拟合模型采用bedisk与beray代码，揭示该盘倾角为75°±3°，质量为1.8×10⁻¹⁰ M☉，角动量为1.6×10⁻⁸ J*，与Hα轮廓稳定性及Mg ii λ4481的中心准发射特征一致。

ABSTRACT

Omicron Aquarii is late-type, Be shell star with a stable and nearly symmetric H$α$ emission line. We combine H$α$ interferometric observations obtained with the Navy Precision Optical Interferometer (NPOI) covering 2007 through 2014 with H$α$ spectroscopic observations over the same period and a 2008 observation of the system's near-infrared spectral energy distribution to constrain the properties of $o$~Aqr's circumstellar disk. All observations are consistent with a circumstellar disk seen at an inclination of $75\pm\,3^{\circ}$ with a position angle on the sky of $110\pm\,8^{\circ}$ measured E from N. From the best-fit disk density model, we find that 90\% of the H$α$ emission arises from within $9.5$ stellar radii, and the mass associated with this H$α$ disk is $\sim 1.8 imes10^{-10}$ of the stellar mass and the associated angular momentum, assuming Keplerian rotation for the disk, is $\sim 1.6 imes10^{-8}$ of the total stellar angular momentum. The occurrence of a central quasi-emission (CQE) feature in Mg\,{\sc ii} $λ\,4481$ is also predicted by this best-fit disk model and the computed profile compares successfully with observations from 1999. To obtain consistency between the H$α$ line profile modelling and the other constraints, it was necessary in the profile fitting to weight the line core (emission peaks and central depression) more heavily than the line wings, which were not well reproduced by our models. This may reflect the limitation of assuming a single power-law for the disk's equatorial density variation. The best-fit disk density model for $o$~Aqr predicts that H$α$ is near its maximum strength as a function of disk density, and hence the H$α$ equivalent width and line profile change only weakly in response to large (factor of $\sim 5$) changes in the disk density.

研究动机与目标

• 利用多 epoch Hα干涉仪与光谱数据，确定Be星o Aquarii周围原行星盘的物理结构。
• 将Hα线轮廓、干涉仪 visibilities、近红外SED以及Mg ii λ4481中心准发射特征（CQE）的约束条件整合为统一的盘模型。
• 通过测试Hα等效宽度与轮廓形状对盘密度变化的敏感性，评估o Aquarii Hα发射轮廓的稳定性。
• 评估假设单一定律密度分布模型在描述盘赤道结构时的局限性。

提出的方法

• 利用2007–2014年期间从美国海军精密光学干涉仪（NPOI）获取的Hα干涉仪visibilities，约束盘的几何形态与密度分布。
• 利用洛厄尔天文台太阳恒星光谱仪（2005–2014年）获取的Hα光谱数据，提供包括等效宽度与轮廓形状在内的线轮廓信息。
• 利用2008年的近红外SED数据，约束盘的热辐射发射与径向范围。
• 采用bedisk与beray数值代码，基于幂律径向依赖关系ρ ∝ r⁻ⁿ，对盘的密度结构进行建模，参数包括ρ₀（基底密度）、n（幂律指数）与R_d（盘半径）。
• 在模型拟合过程中，对线轮廓核心（发射峰与中心凹陷）赋予更高权重，以提升与观测Hα轮廓的一致性。
• 将模型预测与1999年Mg ii λ4481 CQE观测结果进行比较，以检验其与高倾角盘几何结构的一致性。

实验结果

研究问题

• RQ1 基于Hα干涉仪与光谱观测，o Aquarii原行星盘的倾角与位置角为何？
• RQ2 该盘的质量与角动量含量如何与九年间观测到的Hα发射强度及稳定性相关？
• RQ3 单一定律密度分布模型能否再现观测到的Hα线轮廓、干涉仪visibilities、近红外SED以及Mg ii λ4481 CQE特征？
• RQ4 o Aquarii的Hα线轮廓为何在长时间尺度上如此稳定？这与盘的密度结构有何关联？
• RQ5 单一定律密度假设的局限性在多大程度上影响了Hα轮廓拟合的准确性？

主要发现

• o Aquarii的原行星盘倾角为75°±3°，位置角为110°±8°（以北为基准向东测量）。
• 90%的Hα发射来自9.5倍恒星半径以内，表明尽管盘延伸至约25 R*，其发射区域仍相当紧凑。
• 与Hα发射相关的盘质量为1.8×10⁻¹⁰ M☉，其角动量含量为1.6×10⁻⁸ J*（其中M*与J*分别为恒星的质量与角动量）。
• 最佳拟合盘模型处于给定幂律指数n=2.7时Hα发射强度的峰值，解释了Hα等效宽度对密度变化（达约5倍）的弱敏感性。
• 该模型成功再现了1999年Mg ii λ4481 CQE特征，为高倾角盘几何结构提供了有力支持。
• 在轮廓拟合中对线轮廓核心赋予更高权重，暗示单一定律密度假设存在局限性，尤其在再现线翼方面表现不足。