Charting circumstellar chemistry of carbon-rich asymptotic giant branch stars. III. SiO and SiS abundances

Resumen Técnico: Cartografía de la química circumstelar de estrellas de la rama asintótica gigante ricas en carbono III. Abundancias de SiO y SiS

Problema y Contexto
Las envolturas circumstelares (CSE) de las estrellas de la rama asintótica gigante (AGB) ricas en carbono (tipo C) son sitios de química molecular compleja. Aunque la estrella de carbono arquetípica IRC+10 216 ha sido estudiada extensamente, la comprensión actual de las abundancias moleculares en la población más amplia de estrellas de carbono depende en gran medida de espectros de plato único (SD) o mapeo interferométrico limitado. Estos métodos a menudo no logran restringir simultáneamente la morfología espacial y las condiciones de excitación en una amplia gama de radios. Específicamente, las abundancias de especies refractarias que contienen silicio, SiO y SiS, permanecen inciertas. A diferencia del CS, que se forma fácilmente en entornos ricos en carbono, la formación de SiO y SiS puede depender de factores como la congelación en el polvo o la química de choque. Este estudio tiene como objetivo derivar perfiles de abundancia circumstelar robustos para SiO, SiS y sus principales isotopólogos ($^{29}$SiO, $^{30}$SiO, $^{29}$SiS, $^{30}$SiS y Si$^{34}$S) para una muestra de cinco estrellas de carbono, probando si IRC+10 216 es representativa de la población y evaluando las predicciones de los modelos químicos.

Metodología
Los autores analizaron una muestra de cinco estrellas AGB de tipo C con alta tasa de pérdida de masa (MLR): IRAS 15194−5115, IRAS 15082−4808, IRAS 07454−7112, AFGL 3068 e IRC+10 216. El estudio empleó un conjunto de datos integral que combina:

• Datos Resueltos Espacialmente: Sondeos espectrales de la banda 3 de ALMA (85–116 GHz) y, para IRC+10 216, mapas combinados ALMA/IRAM 30m en vuelo. Se extrajeron espectros de múltiples aperturas de cubos convolucionados para rastrear los flujos de línea en diferentes escalas espaciales.
• Datos de Plato Único: Espectros de los telescopios APEX, Herschel/HIFI, IRAM 30m y Yebes 40m para cubrir una amplia gama de condiciones de excitación (transiciones de bajo a alto J).

Los autores utilizaron un modelado detallado de transferencia radiativa (RT) 1D en no equilibrio termodinámico local (non-LTE) mediante un código de iteración lambda acelerada (ALI). Los modelos incorporaron:

• Estructura Física: Modelos de CSE esféricamente simétricos y suaves con MLR constante y expansión isotrópica, utilizando parámetros de entrada (luminosidad estelar, propiedades del polvo, densidad del gas) derivados de modelado previo de polvo y CO (Papel II).
• Datos Moleculares: Tasas de excitación radiativa y colisional para SiO (incluyendo $v=0, 1$) y SiS (incluyendo $v=0, 1, 2$ y transiciones rotovibracionales).
• Perfiles de Abundancia: Perfiles gaussianos definidos por una abundancia máxima ($f_0$) y un radio de desvanecimiento ($R_e$) como parámetros libres.
• Restricciones: Los modelos se restringieron minimizando $\chi^2$ entre las intensidades de línea integradas modeladas y observadas, utilizando tanto las restricciones espaciales de los espectros de múltiples aperturas de ALMA como las restricciones de excitación de las líneas SD.

Resultados Clave

1. Perfiles de Abundancia: Se derivaron perfiles de abundancia robustos para todas las fuentes excepto AFGL 3068, la cual carecía de datos resueltos espacialmente, lo que llevó a valores de $f_0$ y $R_e$ no restringidos.

   • SiO: Las abundancias máximas para las cuatro fuentes restringidas oscilaron entre $1.0 \times 10^{-7}$ y $7.1 \times 10^{-7}$. Cabe destacar que las abundancias máximas de SiO para IRAS 15194−5115, IRAS 15082−4808 e IRAS 07454−7112 resultaron ser un factor de $\sim$5 mayores que la de IRC+10 216 ($2.2 \times 10^{-7}$).
   • SiS: Las abundancias máximas fueron más uniformes en toda la muestra ($2.0 \times 10^{-6}$ a $4.7 \times 10^{-6}$), consistentemente más altas que las abundancias de SiO por un factor de 2–15.
   • Extensiones Radiales: Los radios de desvanecimiento ($R_e$) para SiO oscilaron entre $1.3 \times 10^{16}$ y $7.0 \times 10^{16}$ cm, y para SiS entre $6.0 \times 10^{15}$ y $1.0 \times 10^{17}$ cm. Se encontró que $R_e$ aumenta con la densidad del gas para ambas especies.

2. Razones Isotópicas: Las razones isotópicas derivadas ($^{28}$Si/$^{29}$Si, $^{28}$Si/$^{30}$Si, $^{29}$Si/$^{30}$Si y $^{32}$S/$^{34}$S) fueron consistentes con los valores solares para todas las fuentes, lo que indica que no hubo alteración nucleosintética significativa de estos elementos en la fase AGB, con la excepción de posibles mejoras menores del proceso s.

3. Desafíos de Modelado:

   • SiO en IRC+10 216: Los autores no pudieron ajustar simultáneamente las líneas de bajo J de ALMA y las líneas de alto J de SD para SiO en IRC+10 216. Los modelos que ajustaban los datos de ALMA subestimaron las líneas de SD, y viceversa. Los intentos de resolver esto mediante perfiles de abundancia interna modificados (funciones escalón) o variando los parámetros estelares/de polvo fueron infructuosos, lo que resalta las limitaciones del modelado RT 1D con suposiciones estelares simplificadas.
   • SiS J=6-5: Al igual que con SiO, los modelos no pudieron ajustar simultáneamente las líneas de SiS $J=5-4$ y $J=6-5$. Los autores atribuyen esto a posibles superposiciones de bombeo IR con otras moléculas (por ejemplo, C$_2$H$_2$, HCN) que afectan los niveles $v=1$, los cuales no están incluidos en sus modelos RT estándar. En consecuencia, las líneas $J=6-5$ se excluyeron de las restricciones finales de abundancia.

4. Comparación con Modelos Químicos:

   • SiO: Los modelos químicos reprodujeron bien los perfiles de abundancia de SiO derivados y las extensiones radiales.
   • SiS: Los modelos químicos sobreestimaron consistentemente los valores de $R_e$ para SiS, lo que sugiere que la tasa de fotodisociación actual de SiS utilizada en los modelos químicos está subestimada.

Significado y Conclusiones
El artículo demuestra que las restricciones robustas sobre las abundancias moleculares circumstelares requieren observaciones resueltas espacialmente en una amplia gama de condiciones de excitación. El estudio confirma que IRC+10 216 no es totalmente representativa de la población de AGB de tipo C, ya que otras fuentes exhiben abundancias de SiO significativamente más altas. Los hallazgos destacan el papel crítico del bombeo infrarrojo en la excitación de las líneas de SiO y SiS. Además, la discrepancia entre las extensiones radiales observadas de SiS y las predicciones de los modelos químicos sugiere que la tasa de fotodisociación de SiS necesita revisión. Los autores concluyen que, aunque el modelado RT 1D es efectivo, tiene limitaciones inherentes cuando se aplica a entornos circumstelares complejos y no suaves, y que futuras visiones generales integrales de la química AGB requieren muestras más grandes, incluidas fuentes con menor tasa de pérdida de masa, combinadas con modelos químicos actualizados.