The Sub-mm Variability of IRC+10216 and &omikron;Ceti


Dharmawardena +
2019 MN ,



　アブストラクト　

　JCMT SCUBA2 のポインティング観測の際に取得した IRC+10216 と ο Ceti の 450, 850 μm データを用いて、この二つの AGB 星の 7 年間に亘る サブミリメーター変光を示す。変光周期を求めた。 　IRC+10216 の 850 μm 変光は可視変光に対し 540 d の遅れを示す。この 原因の一部はダスト形成と破壊サイクルである。ただ、もう一つ別のメカニズム があるが現在不明。

　表１．観測諸元　


　図１．IRC+10216 の変光曲線　上：450 μm. 下：850 μm.


　図２．ο Ceti の変光曲線　上：450 μm. 下：850 μm.


　表２．IRC+10216 のサブミリ周期　


　表３．ο Ceti のサブミリ周期　



図３．折り畳み変光の残差

　４．議論　

　４．１．ピリオドグラム　

　450 μm データはノイズがきつく周期決定ができなかった。850 μm の方は S/N が高く、使える。

　４．２．周期　

　850 μm 折り畳み変光曲線は可視変光曲線と Δφ=0.79 = 540 d の位相差を示す。可視-遠赤外の光度曲線は同じ To を示す。一方電波変光曲線 は今回のサブミリ変光曲線と Δφ=0.2 ずれがある。これはデータ 誤差を考えると同一と見做せる範囲である。 がある。

　５．サブミリ変光と位相遅れの原因　

　５．１．光伝播時間　

　半径 0.04 pc = 50 days なので短すぎる。Groenewegen et al 2012 はバウ ショックの遅れが 402 days であるとした。彼らはそれを中心星からバウショック までの光伝播時間とした。しかし、バウショックは 3'.5 離れたところに位置し、 SCUBA-2 のビーム巾よりはるかに大きい。したがって、これもサブミリ位相遅れ の原因となりえない。

　５．２．分子ラインの混入　

　図４を見ると CO(3-2) ラインの変光は大きくない。また 850 μm フラッ クスへの寄与は 5 % 程度である。したがって、サブミリ変光への影響は小さい。

図４．JCMT/HARP による IRC+10216 CO(3-2) データ。