Too Little Radiation Pressure on Dust in the Winds of Oxygen-Rich AGB Stars

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．モデル　

流体力学　 　流体力学は Fryxell et al. 2000 の FLASH-solver を用いて、球対称の 配置で解いた。このコードは重力とダスト、分子への輻射圧、輻射加熱と冷却 が組み込まれている。内側境界は脈動を模倣してピストン運動を仮定した。 H+, e-, H, H2 ガスの状態は局所熱平衡 で解いた。輻射輸達は波長毎のモンテカルロシミュレイション Woitke06b を行った。 ガスの吸収率は Marcs コードから採った。 　ダストの吸光率　 ダストの吸光率は Posch が提供 したイエーナ光学データベースからのレイリー近似を使う。ダストの総吸光率は κλ,ext dust = 3 L3 Σ Vs Qexts(a,λ) 4 Vtot a ここに、L3 = ダストサイズ分布の３次モーメント、Vs/Vtot = ダストの s-成分の体積比である。Q/a の波長変化を図１に示す。酸素系ダスト の大部分はガラス質である。それらは可視と近赤外では透明で、中間赤外で 不透明という特性を持つ。対照的に金属鉄と鉄を含むシリケイトは可視でさえも 不透明である。 　ダスト形成　 　ダストの形成と蒸発を記述する式は Helling, Woitke 2006 によって、 Mg2SiO4, SiO2, Al2 O3, TiO2, Fe の混合物から成るダストの形成が 扱われた。核形成率は Jeong 2000 の式が使われた。同時に以下の分子の 形成が計算された。H, He, C, O, N, Mg, Al, Si, S, Ti, Fe, H2, CO, CO2, OH, H2O, CH4, N2, CN, HCN, NH3, H2S, SiS, SO, HS, SiO, SiH, SiH4, SiO2, SiN, SO2, MgH, MgS, MgO, MgOH, Mg(OH)2, FeO, Fe(OH)2, AlOH, AlO2H, Al2O, AlH, TiO, TiO2.

図１．レーリー限界近似での Qext/a の波長による変化。光学定数は イエーナ光学データベースより。

　３．静止解　

ダストのない静止解を図２に示す。我々の粗い 10 波長点モデルでも、Marcs モデルとの類似性は明らかである。ガス温度 Tg(r) は r = 1,25 R∗ 付近で 1000 K ほどの低下を示す。Marcs モデルはそこ まで広がっていない。これは単なる表面効果ではない。この Tg 段差の外側で は、最も強い分子線でさえも光学的には薄い。そしてラインブランケッティング 効果が完全に良く効く。灰色モデルはこの段差を予言することに完全に失敗した。 この段差はダスト形成に極めて重要である。温度だけでなく、密度、圧力等の 物理量に関しても我々のモデルは Marcs モデルと良い一致を示す。ガス分子に 働く輻射圧の割合、 Γgas = arad/g(r) の一致 も良い。 図２．実線＝静止解。破線＝Marcs モデル。灰色 Tg-線＝ グレイモデル。 M = 1 Mo, T∗ = 2800 K, log g = -0.6 (L∗ = 6048 Lo), Z = Zo S を仮定。STiO2 ＝ TiO2 の 過飽和度で星の表面近傍で核形成が既に可能であることを示す。長破線は r.h.s. に 属す。

　４．ダスト加速度の粗い推定　

ダストに働く輻射圧　 Γdust(r) = (1/c)∫κλ,ext dustFλ(r) dλ [GM(r)/r2] 　表１にはダスト成分毎に、Γdust を r の３か所で求めた。 表１を見ると、ダスト温度 Td がダストの成分によって大きく異なることが判る。 同じ距離でも最大 1000 K も違うのである。特に、Al2O3, SiO2, Mg2SiO4, MgSiO3 のよう に、可視、近赤外で透明で中間赤外で不透明なダストは低温で、星の近傍でも 存在可能である。 　ガラス状の凝結物に働く輻射圧は小さい　 　同じ理由で、ガラス状の凝結物に働く輻射圧は小さい。したがって、例えば、 Mg2SiO4 があろうがなかろうが星風の加速機構には 関係ない。潜在的にせよ、加速に関係しそうなダスト成分は MgFeSiO4 のような鉄を含むシリケイトか金属鉄である。 　輻射圧が大きいと高温で遠くに存在　 　こうして、酸素過多のダストのスペクトル特性として避けられない結果は、 ダストが輻射圧加速に係るとしたらダスト温度は高い、したがって、その 存在域は r ≥ 5 R∗ のように星から離れたところである。 対照的に非晶質炭素は不透明でかつ高温安定なので、2 R∗ の距離で存在でき、かつ輻射圧も Γdust = 20 と大きい。

表１．上段＝ダスト温度。下段＝ダスト加速度比 Γgas = arad/g(r). ∗ 付きの T∗ は熱的に 不安定な凝結であることを示す。

　５．動力学モデルの結果　

輻射圧を人為的に増強したモデル　 　我々はかなり極端な条件、(1 Mo, 2500 K, 10,000 Lo) で計算を行ったが、 十分な質量放出は得られなかった。そこで、人為的に輻射加速を次のように 増加させた。 　　　　　Γ = Γgas + 5 Γdust モデルは、前に述べたガス温度の段差のところまで広がった分子層を持つ。 それはラインブランケッティング効果のためである。脈動はこの分子層を 時間変動し 1.5 - 2 R∗ まで広げる。 　ダストの形成　 　ダストの形成はその分子層のすぐ上で起こる。ダスト温度は 700 - 900 K と 低い。モデルではダスト層は二つに分かれる。一つはガラス状 Al2O3 グレインで星表面に近く、 r ≥ 1.5 R∗ で一部分子層と重なる。もっと遠くに Mg-Fe-シリケ イトで、多分アルミナの種の上に成長したものである。 　鉄の効果　 　ダスト温度は鉄成分の量に影響される(Tielens et al 1998)。鉄分は増え 過ぎるとダスト温度が上がり、鉄分蒸発量が増えるというフィードバックが 掛かるので約 17 % に落ち着く。このように、鉄のダスト変換率が低いことが 質量放出率が低い原因である。実際、 Bower et al 2002 は AGB 星のシリケ イトは鉄分が低いことを示した。 　　 　r = 3.5 - 4 R∗ でダストへの輻射圧が重力加速度を 上回る。これは定常星風での音速点に対応すると看做して良い。周期変化する 質量放出を平均すると、Γ = Γgas + 5 Γ dust という人為的増強輻射圧で無理やり絞り出しても、 ⟨dM/dt⟩ = 2.3 10-9 M/yr, ⟨v∞⟩ = 2.6 km/s, ⟨ρd/ρg⟩ = 1.6 10-3

図３．シミュレイション時間 100 年間の動力学モデルの結果。 M∗ = 1 Mo, T∗ = 2500 K, L∗ = 10,000 Lo (log g = -1.015) Z = Zo. ピストン周期は 600 日、脈動速度は Δv = 2 km/s. 点線＝静止大気。破線の目盛は右側軸。Γ は勝手に増幅させた。

　６．結論