A Systematic Investigation of the Mass Loss Mechanism in Dust Forming LPVs


Winters, Le Bertre, Jeong, Helling, Sedlmayr
2000 AA 361, 641 - 659



　アブストラクト　

　ダスト形成を含めた時間依存流体方程式を解き、マスロスを調べた。モデル グリッドは二つの領域に分かれた。（A) 領域は、5 km/s を超す星風領域である。 星風はダストに働く輻射圧で駆動される。 　（B)領域では、星風速度は小さく、 マスロス率は 3 10-7 Mo/yr を越えない。輻射圧の役割は副次的で ある。（A) から（B) への転換は急である。
(表２がない？)

　１．イントロダクション　

　マスロス下限値　

　 Epchtein, Le Bertre, Lepine, Marques dos Santos, Matsuura, Picazzio (1987), van der Veen, Habing (1988) は IRAS 二色図のギャップを星風が安定して存在できるのは、マスロス率が 数 10-8 Mo/yr 以上の場合であると予想した。それは理論モデル の結果とも一致する。

　超低マスロス星　

　 Chan, Roelig, Onaka, Yamamura, Tanabe (1998) はバルジの　MIR 拡散光スペクトルがマスロス星のそれと似ていることから、 多数の低光度マスロス星の存在を予想した。一方、 Omont, Ganesh, Alard et al. (1999) は 10-9 Mo/yr の非常に低いマスロス率の星をやはりバルジに見出 した。 		　AGB　が IS ダストの　70 % 　

　Sedlmayr 1994 は星間空間への質量供給において AGB 星の寄与が 70 % に 達するとした。

　ダスト形成付きの」流体モデル　

　Le Bertre, Winters 1998 はカラーとマスロス率の間に関係があることを見出した。 そこで、本論文では TU-Berlin モデル(Fleischer92)=ダストはKoike 炭素データ 使用で、ダスト形成をモデルに入れ、輻射圧はダスト量に比例、を使い 様々なパラメターで計算。主に炭素質ダスト、ちょこっとシリケイト。

　２．TU モデル　

　２．１．一般特性　

　２．２．流体方程式　

　流体力学方程式を時間依存で解く。

　２．３．輻射方程式　

　流体の配置が決まったら、その配置に対する輻射の分布を解く。

　２．４．結果の定義　

表１．モデルグリッドの範囲

　３．結果　

　３．１．マスロスとカラーの関係　





図１．モデル全体での (dM/dt) - (K-L) 関係。ダストは Pleibisch93 の非晶炭素。


表３．ゾーン　AB のモデル

　３．２．輻射加速度 α の影響　


図２．(dM/dt) - 輻射加速 α 関係。ダストは Pleibisch93 の非晶炭素。



もし、 r2H = L*/16π2 を仮定すると、



α > 1 の条件をエディントン光度 Ledd で書き直すと、



α の時間平均は、



図２を見ると、⟨α⟩ < 1 でのマスロス低下は明らか。 領域Ａでは輻射加速が効いている。領域Ｂでは輻射加速が効いていない。 しかし領域ＡＢには ⟨α⟩ < 1 だが、 (dM/dt) > 10-6Mo/yr のモデルがある。これらはマスロス率 と α が振動するモデルである。

図３．終端速度と輻射加速度の関係。ダストは Pleibisch93 の非晶炭素。


図４．ABモデルの振動する (dM/dt) と α. 　IRC+10216, CRL2688 などで観測される多重シェルとの関係が興味深い。


　３．３．A, B モデルの動径構造　


図５．Ａ モデルの動径構造の例。 上：実線＝速度。破線＝輻射加速度/重力加速度。 上側点線＝脱出速度。下側点線＝音速。 中：実線＝密度。破線＝固体化率。 下：実線＝ガス温度。破線＝平衡温度。


図７．B モデルの動径構造の例。線の意味は図５と同じ。

図６．Ａモデルでのマスロス率時間変化の例。上：r=45 Ro における マス流出率。下：動径平均マスロス率の時間変化。上と下との横軸 スケールの違いに注意。


図８．Bモデルでのマスロス率時間変化の例。線の意味は図６と同じ。 線の意味は図５と同じ。

　３．４．A, B モデルの変光曲線の例　


図９．様々な波長での変光。左＝Ａ, 右＝Ｂ．一番上が L 変化。

図１０．１６個のモデルに対するマスロス率と変光振幅 A の関係。




表４．光度の影響


表５．星質量の影響


表６．恒星温度の影響


表７．炭素量の影響


表８．周期の影響

　３．５．パラメターの影響　

　３．５．１．光度の影響　

　

　３．５．２．星質量の影響　

　

　３．５．３．光度と質量の結合効果　


図１１．（ｄM/ｄt）と Lo/Mo の関係。 　

　３．５．４．恒星温度の影響　

　

　３．５．５．炭素量の影響　

　

　３．５．６．周期の影響　





表９．ピストン振幅の影響


表１０．ダストオパシティの影響。M=Maron90, P=Pleibisch93, E=Edoh83.

　３．５．７．ピストン振幅の影響　

　３．６．オパシティの効果　


図１２．３つのモデルでの（ｄＭ/dt）と (K-L') の関係。 長破線＝Maron90, 短破線＝ Preibisch93, 点線＝Edoh83. 　

　３．７．カラーとマスロス率の関係の意味　


図１３．A 領域モデルに対する (dM/dt) - (K-L') 関係。

　３．８．低速星風　

　

図１４．A 領域モデルに対する (dM/dt) - (J-K) 関係。


図１５．A 領域モデルに対する (dM/dt) - (K-12) 関係。

　４．展望　

　４．１．ガスオパシティ　

　４．２．O-リッチモデル　

　B 領域モデルが 　 Chan, Roelig, Onaka, Yamamura, Tanabe (1998) Omont, Ganesh, Alard et al. (1999) の説明になる可能性がある。

図１６．O-リッチモデルの (dM/dt)-(K-L') 関係。Ｄraine-Ｌee "astronomical silicate" モデル。 Draine, Lee (1984), Draine (1985)