Chemical Equilibrium in AGB Atmospheres: Successes, Failures, and Prospects for Small Molecules, Clusters, and Condensates


Agundez, Martinez, de Andre, Cernicharo, Martin-Gago
2020 AA 448, ArXiv 2004.00519v2



　アブストラクト　

　M-, S-, C-AGB 星大気の化学平衡を計算した。一般的に、化学平衡の結果は 星周外層中の組成観測結果をよく説明する。しかし、平衡予測に比べ数桁も多く 観測される分子もある。例えば、M-型星では HCN, CS, NH3, SO2, S-型星で H2O, NH3, C-型星で H2O, NH3, SiH4, PH3 などで ある。
以前の研究と同じく、C-星大気で最初に現れる凝結物質は C, TiC, SiC であり、 O-リッチ流出流中では Al2O3 である。C ダストのガス 前駆分子はアセチレン C2H2 と C 原子、それに/または、 C3 である。 		　SiC ダストの前駆分子は SiC2, Si2C である。TiC (タイタニウムカーバイド)ダストに関しては、大気内部で最も豊富 な原子 Ti が TiC ダストに対する主要供給源であろう。しかし、化学平衡計算は TiC 凝結が予想される領域では、原子 Ti　の代わりに Ti8C12 や Ti13C22 のような タイタニウム・カーボンクラスターが Ti の貯留体となることを予想する。これは 大きな TixCy の集合が TiC ダストの最初の凝結核の 形成と関係することを示唆する。Al2O3 ダストに関し ては、原子 Al と Al-O 結合を含む AlOH, AiO, Al2O が最有望な ガス前駆体である。

　1.　イントロダクション　

　２．化学平衡計算　


表１．元素組成 　




図１．AGB 星の広がった大気の温度（上）と圧力（下）分布。黒破線＝位相 0.0、 青破線＝位相 0.5 の 1D モデル ( Bladh et al. 2019 の図１). 緑破線＝ダスト輻射圧あり、青破線＝ダスト輻射圧なしの３Dモデル。 (Freytag et al 2017) 黒点線＝IRC+10216 のプロファイル (Agundez et al 2012). 下枠の細線＝AGB 星の電波連続波(Reid, Menten 1997)、ミラの SiO と H2 (Wong et al 2016), CO (Kouri et al 2018), Mira, R Leo, W Hya, R Dor のサブミリ連続波 ALMA 観測 (Vlemmings et al 2019) マゼンタ太線＝この論文で採用した AGB 大気構造線。 　

　３．母分子：化学平衡の成功と失敗　




表２．観測で求まった主要分子種の H2 に対する組成(CO は除く）




図２．化学平衡組成の計算結果と四角＝観測結果の比較。四角の位置は見やす さのため、異なる半径に置いた。塗りつぶし四角＝計算結果との違いが大きい 分子種。斜線四角＝かなりのズレ。




図３．S 型星大気での化学平衡組成の計算結果。斜線部は C/O = 0.98 から 1.02 に対応。計算はガスのみを考慮。




図４．CO に取り込まれていない C (左枠) と O(中枠)の割合。ガスのみの平衡 計算。右枠＝SiO、 CO のどちらにも取り込まれていない　O の割合。CO に取り 込まれなかった O の大部分は SiO に取り込まれる。

　４．検出可能性のある分子　


表３．AGB 大気中で検出の可能性がある分子。 　

　５．固体凝結　


表４．AGB ダストの候補物質。


表５．M-星と C-星における元素ごとのダストの候補物質。




図５．ダスト出現の上横軸＝温度と下横軸＝半径。




図６．M-星(上枠)と C-星大気において出現が予想される固体凝結。縦軸＝ 可能な最大量。マゼンタ丸＝検出された物質。 上横軸＝温度と下横軸＝半径。灰色帯＝ Ramstedt et al 2008 による ダスト /ガス比。

　６．ダストの前駆ガス分子　


図７．ダスト前駆体の可能性があるガス分子組成の半径による変化。左上＝ カーボンダスト前駆分子。右上＝TiCダスト。左下＝ SiC 用。 右下＝ Al2O3 ダスト（M-星）。計算はガスのみを考慮。