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

技術サマリー：炭素豊富な漸近巨星分枝星の星周化学の解明 III. SiO および SiS の存在量

問題と背景
炭素豊富な（C 型）漸近巨星分枝（AGB）星の星周包層（CSE）は、複雑な分子化学の場である。代表的な炭素星 IRC+10 216 は広範に研究されてきたが、炭素星のより広範な集団における分子存在量に関する現在の理解は、主に単一電波望遠鏡（SD）のスペクトル、または限定的な干渉計マッピングに依存している。これらの手法は、しばしば広範な半径にわたる空間的形態と励起条件を同時に制約することに失敗する。特に、ケイ素を含む難揮発性種である SiO と SiS の存在量は不確かである。C 豊富な環境で容易に形成される CS と異なり、SiO と SiS の形成は、塵への凍結や衝撃化学などの要因に依存する可能性がある。本研究は、5 つの炭素星のサンプルに対して、SiO、SiS、およびそれらの主要な同位体分子（$^{29}$SiO、$^{30}$SiO、$^{29}$SiS、$^{30}$SiS、および Si$^{34}$S）の堅牢な星周存在量プロファイルを導出することを目的としており、IRC+10 216 が集団を代表するものかどうかをテストし、化学モデルの予測を評価する。

手法
著者らは、質量放出率（MLR）の高い 5 つの C 型 AGB 星（IRAS 15194−5115、IRAS 15082−4808、IRAS 07454−7112、AFGL 3068、および IRC+10 216）のサンプルを分析した。本研究は、以下のデータセットを統合して実施された：

• 空間分解データ： ALMA バンド 3 スペクトルサーベイ（85–116 GHz）、および IRC+10 216 については、ALMA と IRAM 30m を組み合わせたオンザフライマップ。多重アパーチャスペクトルは、畳み込まれたデータキューブから抽出され、異なる空間スケールにわたる線フラックスを追跡した。
• 単一電波望遠鏡データ： 広範な励起条件（低 J から高 J 遷移）をカバーするための、APEX、Herschel/HIFI、IRAM 30m、および Yebes 40m 望遠鏡からのスペクトル。

著者らは、加速ラムダ反復（ALI）コードを用いた詳細な 1 次元非局所熱平衡（non-LTE）放射伝達（RT）モデリングを利用した。モデルには以下が組み込まれた：

• 物理構造： 球対称で滑らかな CSE モデル（一定の MLR と等方性膨張）。入力パラメータ（恒星光度、塵の性質、ガス密度）は、以前の塵および CO モデリング（論文 II）から導出された。
• 分子データ： SiO（$v=0, 1$を含む）および SiS（$v=0, 1, 2$および回転 - 振動遷移を含む）の放射および衝突励起速度。
• 存在量プロファイル： 最大存在量（$f_0$）と e 乗半径（$R_e$）を自由パラメータとして定義されたガウスプロファイル。
• 制約条件： モデル化された線と観測された積分線強度との間の $\chi^2$ を最小化することでモデルを制約し、ALMA 多重アパーチャスペクトルからの空間的制約と SD 線からの励起制約の両方を利用した。

主要な結果

1. 存在量プロファイル： AFGL 3068 は空間分解データが欠如していたため、$f_0$ と $R_e$ の値が制約されず、これらを除く全ソースに対して堅牢な存在量プロファイルが導出された。

   • SiO： 4 つの制約されたソースのピーク存在量は $1.0 \times 10^{-7}$ から $7.1 \times 10^{-7}$ の範囲であった。注目すべきは、IRAS 15194−5115、IRAS 15082−4808、および IRAS 07454−7112 の SiO ピーク存在量が、IRC+10 216（$2.2 \times 10^{-7}$）の約 5 倍大きかったことである。
   • SiS： ピーク存在量はサンプル全体でより均一（$2.0 \times 10^{-6}$ から $4.7 \times 10^{-6}$）であり、SiO 存在量よりも一貫して 2〜15 倍高かった。
   • 半径的広がり： SiO の e 乗半径（$R_e$）は $1.3 \times 10^{16}$ から $7.0 \times 10^{16}$ cm の範囲であり、SiS では $6.0 \times 10^{15}$ から $1.0 \times 10^{17}$ cm の範囲であった。$R_e$ は両種ともガス密度の増加とともに増加することが判明した。

2. 同位体比： 導出された同位体比（$^{28}$Si/$^{29}$Si、$^{28}$Si/$^{30}$Si、$^{29}$Si/$^{30}$Si、および $^{32}$S/$^{34}$S）は、すべてのソースで太陽値と一致しており、s 過程によるわずかな増強の可能性を除き、AGB 段階においてこれらの元素に顕著な核合成変化がないことを示している。

3. モデリングの課題：

   • IRC+10 216 の SiO： 著者らは、IRC+10 216 における SiO の低 J ALMA 線と高 J SD 線を同時に適合させることができなかった。ALMA データに適合するモデルは SD 線を過小評価し、その逆もまた同様であった。修正された内側存在量プロファイル（ステップ関数）の使用や、恒星・塵パラメータの変動による解決を試みても不成功に終わり、単純化された恒星仮定を用いた 1 次元 RT モデリングの限界を浮き彫りにした。
   • SiS J=6-5： SiO と同様に、モデルは SiS の $J=5-4$ 線と $J=6-5$ 線を同時に適合させることができなかった。著者らは、これを他の分子（C$_2$H$_2$、HCN など）との赤外ポンピングの重なりが、標準的な RT モデルに含まれていない $v=1$ レベルに影響を与えていることに起因すると結論づけた。その結果、$J=6-5$ 線は最終的な存在量制約から除外された。

4. 化学モデルとの比較：

   • SiO： 化学モデルは、導出された SiO 存在量プロファイルと半径的広がりをよく再現した。
   • SiS： 化学モデルは SiS の $R_e$ 値を一貫して過大評価しており、化学モデルで使用されている現在の SiS の光解離速度が過小評価されていることを示唆している。

意義と結論
本論文は、広範な励起条件にわたる空間分解観測が、星周分子存在量に対する堅牢な制約に必要であることを実証している。本研究は、他のソースが著しく高い SiO 存在量を示すため、IRC+10 216 は C 型 AGB 集団を完全に代表するものではないことを確認した。また、SiO および SiS 線の励起における赤外ポンピングの決定的な役割を浮き彫りにした。さらに、観測された SiS の半径的広がりと言語モデルの予測との不一致は、SiS の光解離速度の改訂が必要であることを示唆している。著者らは、1 次元 RT モデリングは効果的であるが、複雑で滑らかでない星周環境に適用される際には固有の限界があり、AGB 化学の将来の包括的な概観には、更新された化学モデルと組み合わせた、より低い質量放出率のソースを含むより大規模なサンプルが必要であると結論づけた。