IRC+10216 Mass Loss Properties through the Study of 3 mm Emission


Velilla-Prieto, Cernicharo, Agundez, Fonfria, Quintana-Lacaci, Marcelino, Castro-Carrizo
2019 AA ???,



　アブストラクト　

　IRC+10216 の SiO, SiS, CS ALMA のサブ秒マップと IRAM 30m データを調べた。 それらは広がった放射といくつかの強いシェルを示す。CS はもっとも広がりが 大きく、20" まで広がる。 SiS と SiO は両方とも 11" くらいまで広がるが SiS の方が少し小さい。H2 に対する割合 f は、f(SiO) = 10-7, f(SiS) = 10-6, f(CS) = 10-6 である。 　分子分布は一様な球対称星風からのずれを示す。むらむらや低密度シェルが存在 し、外層部深くまで星間紫外光が浸透し、光解離域を内側に移動させる。 化学モデルの解離層半径の結果は観測と一致した。しかし、組成変化の予想 までは、モデルが単純なためにできなかった。 観測は、マスロスが数百年の時間変化することを示す。

　３．結果　

　表１．観測ラインのパラメター　


　図１．SiO J = 2-1 マップ　


左：星中心からの速度別フラックスマップ。右：強度マップ

　図２．SiS J = 5-4 マップ　


　図３．SiS J = 6-5 マップ　


　図４．CS J = 2-1 マップ　


　図５．SiO, SiS, CS の位置-速度図（PV diagram)


上段：ΔDec = 0 での PV図。下段：ΔRA = 0 での PV図。

　表２．星周シェルのパラメター　



図６．中心 0.1"x0.1" ピクセルのスペクトル。赤線＝星の系統運動。 　

図７．円周平均輝度の中心距離による変化。距離単位は Rs = 0".019. 黒破線＝モデル。 　


図８．IRAM 30-m 鏡によるスペクトル。ビーム巾は HPBW = 20".3(SiO J=2-1), 27".1(SiS J=5-4), 22".6(SiS J=6-5), 25".1(CS J=2-1). 青線＝図９の組成プロファイルを使用したモデル。マゼンタ線＝連続光光源 の存在をモデルに含めない場合。星とダストによる赤外ポンピングの効果を 見るため。

　

図９．実線＝図７の円周平均をモデル化する際に使用した組成プロファイル。


表３．化学モデルでの母分子の組成。

　



図１０．上：オレンジ線＝CS J=2-1 等高線。青線＝ SiO J=2-1 等高線。 灰色＝ B+V で見えるダスト分布(Mauran, Huggins 1999) 十字＝CN, HNC, HC3N の放射ピーク。
下：赤線＝CS J=2-1 等高線。青線＝ SiO J=2-1 等高線。 黒線＝C3N N=10-9. 背景のピンク＝CN N=1-0. 上とはスケールが異なることに注意。

　７．結論　

　輝度マップ　

　図１−４、図７には、いくつかのシェルまたは部分シェルが見える。 それらは、幾度かのマスロス増加期があったことを示唆する。

　分子相対比　

　SiO, SiS, CS の H2 に対する相対比を計算した。それらは 振動を示し、マスロスの時間変化を反映すると見做せる。

　　

　 		　化学モデル　

　平均相対比 f(SiO)=10-7, f(SiS)=10-6, f(CS)=10-6 を基に化学モデルを作った。光解離半径 を観測とほぼ一致させることができた。しかし、振動を表現する 事は失敗した。

　　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　



図．

　　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　



図．

　　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　



図．

　　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　



図．

　　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　



図．

　　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　



図．


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