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

Sintesi Tecnica: Mappatura della chimica circumstellare delle stelle del ramo asintotico delle giganti ricche di carbonio III. Abbondanze di SiO e SiS

Problema e Contesto
Gli inviluppi circumstellari (CSE) delle stelle del ramo asintotico delle giganti (AGB) ricche di carbonio (di tipo C) sono sedi di chimica molecolare complessa. Sebbene la stella di carbonio archetipica IRC+10 216 sia stata studiata estesamente, la comprensione attuale delle abbondanze molecolari nella più ampia popolazione di stelle di carbonio si basa in larga misura su spettri ottenuti con radiotelescopi a singola antenna (SD) o su mappature interferometriche limitate. Questi metodi spesso non riescono a vincolare simultaneamente la morfologia spaziale e le condizioni di eccitazione su un'ampia gamma di raggi. Nello specifico, le abbondanze delle specie refrattarie contenenti silicio, SiO e SiS, rimangono incerte. A differenza di CS, che si forma prontamente negli ambienti ricchi di carbonio, la formazione di SiO e SiS potrebbe dipendere da fattori quali il congelamento (freeze-out) sulla polvere o la chimica degli shock. Questo studio mira a derivare profili di abbondanza circumstellare robusti per SiO, SiS e i loro principali isotopologhi ($^{29}$SiO, $^{30}$SiO, $^{29}$SiS, $^{30}$SiS e Si$^{34}$S) per un campione di cinque stelle di carbonio, verificando se IRC+10 216 sia rappresentativo della popolazione e valutando le previsioni della modellazione chimica.

Metodologia
Gli autori hanno analizzato un campione di cinque stelle AGB di tipo C ad alto tasso di perdita di massa (MLR): IRAS 15194−5115, IRAS 15082−4808, IRAS 07454−7112, AFGL 3068 e IRC+10 216. Lo studio ha impiegato un set di dati completo che combina:

• Dati Risolti Spazialmente: Indagini spettroscopiche ALMA nella banda 3 (85–116 GHz) e, per IRC+10 216, mappe combinate ALMA/IRAM 30m in modalità on-the-fly. Gli spettri multi-apertura sono stati estratti da cubi convoluti per tracciare i flussi di riga su diverse scale spaziali.
• Dati a Singola Antenna: Spettri dai telescopi APEX, Herschel/HIFI, IRAM 30m e Yebes 40m per coprire un'ampia gamma di condizioni di eccitazione (transizioni da basso a alto-J).

Gli autori hanno utilizzato una modellazione dettagliata del trasferimento radiativo (RT) 1D in non-equilibrio termodinamico locale (non-LTE) mediante un codice di iterazione lambda accelerata (ALI). I modelli hanno incorporato:

• Struttura Fisica: Modelli di CSE sfericamente simmetrici e lisci con MLR costante ed espansione isotropa, utilizzando parametri di input (luminosità stellare, proprietà della polvere, densità del gas) derivati da precedenti modellazioni di polvere e CO (Carta II).
• Dati Molecolari: Tassi di eccitazione radiativa e collisionale per SiO (inclusi $v=0, 1$) e SiS (inclusi $v=0, 1, 2$ e transizioni rotovibrazionali).
• Profili di Abbondanza: Profili gaussiani definiti da un'abbondanza di picco ($f_0$) e un raggio di decadimento esponenziale ($R_e$) come parametri liberi.
• Vincoli: I modelli sono stati vincolati minimizzando $\chi^2$ tra le intensità di riga integrate modellate e osservate, utilizzando sia i vincoli spaziali dagli spettri multi-apertura ALMA sia i vincoli di eccitazione dalle righe SD.

Risultati Chiave

1. Profili di Abbondanza: Sono stati derivati profili di abbondanza robusti per tutte le sorgenti tranne AFGL 3068, che mancava di dati risolti spazialmente, portando a valori di $f_0$ e $R_e$ non vincolati.

   • SiO: Le abbondanze di picco per le quattro sorgenti vincolate sono variate da $1.0 \times 10^{-7}$ a $7.1 \times 10^{-7}$. Notevolmente, le abbondanze di picco di SiO per IRAS 15194−5115, IRAS 15082−4808 e IRAS 07454−7112 sono risultate essere circa 5 volte superiori a quella di IRC+10 216 ($2.2 \times 10^{-7}$).
   • SiS: Le abbondanze di picco sono state più uniformi nel campione ($2.0 \times 10^{-6}$ a $4.7 \times 10^{-6}$), costantemente superiori alle abbondanze di SiO per un fattore di 2–15.
   • Estensioni Radiali: I raggi di decadimento esponenziale ($R_e$) per SiO sono variati da $1.3 \times 10^{16}$ a $7.0 \times 10^{16}$ cm, e per SiS da $6.0 \times 10^{15}$ a $1.0 \times 10^{17}$ cm. È stato riscontrato che $R_e$ aumenta con la densità del gas per entrambe le specie.

2. Rapporti Isotopici: I rapporti isotopici derivati ($^{28}$Si/$^{29}$Si, $^{28}$Si/$^{30}$Si, $^{29}$Si/$^{30}$Si e $^{32}$S/$^{34}$S) sono risultati coerenti con i valori solari per tutte le sorgenti, indicando nessuna alterazione nucleosintetica significativa di questi elementi nella fase AGB, con l'eccezione di possibili lievi enhancements del processo s.

3. Sfide di Modellazione:

   • SiO in IRC+10 216: Gli autori non sono riusciti a adattare simultaneamente le righe ALMA a basso-J e le righe SD ad alto-J per SiO in IRC+10 216. I modelli che adattavano i dati ALMA sottostimavano le righe SD, e viceversa. I tentativi di risolvere ciò utilizzando profili di abbondanza interna modificati (funzioni gradino) o variando i parametri stellari/della polvere sono stati infruttuosi, evidenziando i limiti della modellazione RT 1D con assunzioni stellari semplificate.
   • SiS J=6-5: Similmente a SiO, i modelli non sono riusciti ad adattare simultaneamente le righe SiS $J=5-4$ e $J=6-5$. Gli autori attribuiscono questo a potenziali sovrapposizioni di pompaggio IR con altre molecole (ad es. C$_2$H$_2$, HCN) che influenzano i livelli $v=1$, non inclusi nei loro modelli RT standard. Di conseguenza, le righe $J=6-5$ sono state escluse dai vincoli finali di abbondanza.

4. Confronto con Modelli Chimici:

   • SiO: I modelli chimici hanno riprodotto bene i profili di abbondanza di SiO derivati e le estensioni radiali.
   • SiS: I modelli chimici hanno sistematicamente sovrastimato i valori di $R_e$ per SiS, suggerendo che l'attuale tasso di fotodissociazione per SiS utilizzato nei modelli chimici è sottostimato.

Significato e Conclusioni
Il documento dimostra che vincoli robusti sulle abbondanze molecolari circumstellari richiedono osservazioni risolte spazialmente su un'ampia gamma di condizioni di eccitazione. Lo studio conferma che IRC+10 216 non è pienamente rappresentativo della popolazione di AGB di tipo C, poiché altre sorgenti mostrano abbondanze di SiO significativamente più elevate. I risultati evidenziano il ruolo critico del pompaggio infrarosso nell'eccitazione delle righe di SiO e SiS. Inoltre, la discrepanza tra le estensioni radiali osservate di SiS e le previsioni dei modelli chimici suggerisce che il tasso di fotodissociazione di SiS necessita di revisione. Gli autori concludono che, sebbene la modellazione RT 1D sia efficace, presenta limiti intrinseci quando applicata ad ambienti circumstellari complessi e non lisci, e che future visioni d'insieme complete della chimica AGB richiederanno campioni più ampi, inclusi sorgenti a tasso di perdita di massa inferiore, combinati con modelli chimici aggiornati.