[论文解读] The magnetic Bp star 36 Lyncis, II. A spectroscopic analysis of its co-rotating disk

M. A. Smith, G. A. Wade+2 more|NPARC|Aug 6, 2006

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 19被引用 8

一句话总结

本研究利用高分辨率紫外和光学光谱，对磁性Bp型恒星36 Lyncis周围的共转吸积盘进行了光谱分析。结果揭示该盘由两部分组成：一个温度为7,500 ± 500 K的较冷、致密的组分，柱密度为3–1.5+3 × 10²⁰ cm⁻²；以及一个更热、半透明的组分，延伸至10 R∗，其内边缘与恒星分离约1/3个恒星半径，高度轮廓不对称，表明一个区域的厚度是另一个区域的四倍。

ABSTRACT

We report on the physical properties of the disk-like structure of B8 IIIp star 36 Lyncis from line syntheses of phase-resolved, high resolution spectra obtained from the IUE archives and from newly obtained ground-based H$α$ spectra. This disk is highly inclined to the rotational axis and betrays its existence every half rotation cycle as one of two opposing sectors pass in front of the star. Although the disk absorption spectrum is at least ten times too weak to be visible in optical iron lines during these occultations, its properties can be readily examined in a large number of UV "iron curtain" lines because of their higher opacities. The analysis of the variations of the UV resonance lines brings out some interesting details about the radiative properties of the disks: (1) they are optically thick in the C IV and Si IV doublets, (2) the range of excitation of the UV resonance lines is larger at the primary occultation ($ϕ$ = 0.00) than at the secondary one, and (3) the {\bf relative strengths of the absorption peaks} for the two occultations varies substantially from line to line. We have modeled the absorptions of the UV C IV resonance and H$α$ absorptions by means of a simulated disk with opaque and translucent components. Our simulations suggest that a gap separates the star and the inner edge of the disk. The disk extends radially out to $\geq$10 R$_{*}$. The disk scale height perpendicular to the plane is $\approx$1R$_{*}$. However, the sector causing the primary occultation is about four times thicker than the opposite sector. The C IV scattering region extends to a larger height than the H$α$ region does, probably because it results from shock heating far from the cooler disk plane.

研究动机与目标

• 利用相位分辨光谱法，确定磁性Bp型恒星36 Lyncis共转盘的物理特性。
• 通过紫外和Hα吸收轮廓的谱线拟合，研究盘组分的温度、柱密度和几何结构。
• 通过分析不同谱线的掩食深度和电离态的不对称性，解决盘结构模型中的矛盾。
• 检验关键共振线中盘的光学厚度（厚或薄），并评估其对盘的消光和几何结构的影响。

提出的方法

• 利用IUE档案中的高分辨率紫外光谱和新获取的地基光学Hα光谱进行谱线拟合。
• 对紫外共振线（C IV、Si IV、N V）和铁群线（Fe II、Fe III）进行建模，以推导盘组分的温度和柱密度。
• 通过模拟具有不透明和半透明组分的盘，对掩食轮廓进行几何建模，以推断径向和垂直范围。
• 比较主掩食和次掩食的等效宽度极大值，以推断盘厚度和覆盖度的差异。
• 利用共振线的变化推断盘中电离结构和温度梯度。
• 应用流体动力学模型（如uO02、TO05）解释观测到的不对称性，并支持存在脱离的内盘边缘。

实验结果

研究问题

• RQ1 根据Fe II和Fe III谱线的变化，36 Lyncis中冷盘组分的温度和柱密度是多少？
• RQ2 在主掩食和次掩食中，紫外共振线（C IV、Si IV）的光学深度和几何结构如何比较？
• RQ3 盘的径向和垂直范围是多少？是否存在恒星与内盘边缘之间的间隙？
• RQ4 为何在高度激发的离子（如C IV和N V）中，两个相对的盘区表现出不同的吸收深度和温度范围？
• RQ5 Hα吸收轮廓在径向范围和垂直高度上与紫外共振线相比如何？这对其盘的三维结构有何含义？

主要发现

• 冷盘组分的温度为7,500 ± 500 K，由主掩食期间Fe II和Fe III谱线的变化确定。
• 冷盘的柱密度为3–1.5+3 × 10²⁰ cm⁻²，且在紫外共振线（如C IV和Si IV）中呈光学厚状态。
• 造成主掩食的盘区（φ = 0.00）在高度上比相对的盘区厚四倍，这解释了其尽管径向范围相似但吸收更强的原因。
• 根据Hα和紫外建模，盘的内边缘与恒星分离，位于约1/3个恒星半径（r₀）处。
• 紫外共振线（C IV、Si IV）的高度延伸约是Hα吸收区的三倍，表明在较冷盘面之上存在一个半透明、延伸的散射组分。
• 不同谱线的吸收峰强度差异显著，表明两个盘区具有不同的电离和温度结构，其中主掩食区表现出更受限制的温度范围。