演化晚期恒星星周包层中硅酸盐的结晶度与质量流失率的关系 报告人：刘佳明 导 师：姜碧沩 教授 合作导师：李爱根 教授 北京师范大学 天文系 2017年6月 星际物理与化学 湘潭

提纲 研究背景 质量流失率和硅酸盐结晶度 选源 方法 结果 总结

提纲 研究背景 质量流失率和硅酸盐结晶度 选源 方法 结果 总结

硅酸盐 富氧演化晚期恒星星周包层中含量最多的尘埃类型 晶格结构上划分为： 化学结构上看，组成成分： 无定型硅酸盐 结晶硅酸盐 Fe2+, Mg2+ 等阳离子 橄榄石：硅酸根离子SiO44- 辉石：亚硅酸根离子SiO32-

硅酸盐 富氧演化晚期恒星星周包层中含量最多的尘埃类型 晶格结构上划分为： 化学结构上看，组成成分： 无定型硅酸盐 结晶硅酸盐 Fe2+, Mg2+ 等阳离子 橄榄石：硅酸根离子SiO44- 辉石：亚硅酸根离子SiO32-

星周硅酸盐成分 无定型硅酸盐 结晶硅酸盐 FexMg(1-x)SiO3, Fe2xMg2(1-x)SiO4 相当程度的Fe含量 镁橄榄石Mg2SiO4 镁辉石MgSiO3

硅酸盐的结晶度 结晶度 不同环境中的差异极大： 结晶硅酸盐在所有硅酸盐尘埃中所占的质量比 星际介质：2.2%-5% Kemper et al. 2004,； Li & Draine 2001 富氧星周：10%-15% Molster & Kemper 2005； Henning 2010 特殊天体： IRAS09425-6040 ~75% Molster et al. 2001 IRAS16456-3542 ~85.8% Jiang et al. 2013

质量流失率影响结晶度？ 尘埃凝结模型 低质量流失率 大质量流失率有利于结晶硅酸盐的形成 Tielens et al. 1998, Gail & Sedlmayr 1999, Sogawa & Kozasa 1998 当质量流失率低于~10-5 M⊙/yr时，将无法形成结晶态的硅酸盐 Sogawa & Kozasa 1998 低质量流失率 低质量流失率的恒星中，结晶硅酸盐特征被遮盖了 Kemper et al. 2001 质量流失率10-9 M⊙/yr的恒星中也有结晶硅酸盐 Jones et al. 2012

提纲 研究背景 质量流失率和硅酸盐结晶度 选源 方法 结果 总结

选源 选源标准 富氧的AGB或者RSG星 其ISO/SWS光谱具有结晶硅酸盐特征 (Sloan et al. 2003) 光谱中有明显的无定型硅酸盐9.7 和18µm 发射特征 与太阳的距离不超过3kpc 的亮源 可见光和红外多波段测光数据

方法 利用PAHFIT分解ISO/SWS光谱 (Smith & Draine 2007) 计算硅酸盐结晶度 使用2DUST(Ueta & Meixner 2003)拟合SED ， 拟合多波段的测光数据 得出质量流失率，中心星温度、中心星光度 计算硅酸盐结晶度和质量流失率等恒星参数的关系

光谱分解 利用PAHFIT将光谱分解为： 恒星黑体辐射谱（2000-5000K）Fstar 两条尘埃连续谱（低温、高温尘埃）Fcon 结晶度 光谱分解 利用PAHFIT将光谱分解为： 恒星黑体辐射谱（2000-5000K）Fstar 两条尘埃连续谱（低温、高温尘埃）Fcon 无定型硅酸盐10和18微米特征轮廓 Fasi 一系列结晶硅酸盐特征Fcsi（Molster et al. 2002b）

光谱分解 利用PAHFIT将光谱分解为： 恒星黑体辐射谱（2000-5000K）Fstar 两条尘埃连续谱（低温、高温尘埃）Fcon 结晶度 光谱分解 利用PAHFIT将光谱分解为： 恒星黑体辐射谱（2000-5000K）Fstar 两条尘埃连续谱（低温、高温尘埃）Fcon 无定型硅酸盐10和18微米特征轮廓 Fasi 一系列结晶硅酸盐特征Fcsi（Molster et al. 2002b）

无定型硅酸盐特征轮廓 共考虑了7种无定型硅酸盐轮廓： a = 2.0µm, 球状MgFeSiO4的Qabs(λ, a) 结晶度 无定型硅酸盐特征轮廓 共考虑了7种无定型硅酸盐轮廓： a = 2.0µm, 球状MgFeSiO4的Qabs(λ, a) CDE MgFeSiO4的Qabs(λ, a) Continuous Distributions of Ellipsoids Bohren & Huffman 1983 a = 0.1µm, 球状MgFeSiO4的Qabs(λ, a) Dorschner et al. 1995 a = 2.0µm, 球状“天文硅酸盐”的Qabs(λ, a) CDE “天文硅酸盐”的Qabs(λ, a) Draine & Lee 1984 a = 0.1µm, 球状“天文硅酸盐”的Qabs(λ, a) 弥散星际介质的无定型硅酸盐消光轮廓 Chiar & Tielens 2006

无定型硅酸盐特征轮廓 共考虑了7种无定型硅酸盐轮廓： a = 2.0µm, 球状MgFeSiO4的Qabs(λ, a) 结晶度 无定型硅酸盐特征轮廓 共考虑了7种无定型硅酸盐轮廓： a = 2.0µm, 球状MgFeSiO4的Qabs(λ, a) CDE MgFeSiO4的Qabs(λ, a) Continuous Distributions of Ellipsoids Bohren & Huffman 1983 a = 0.1µm, 球状MgFeSiO4的Qabs(λ, a) Dorschner et al. 1995 a = 2.0µm, 球状“天文硅酸盐”的Qabs(λ, a) CDE “天文硅酸盐”的Qabs(λ, a) Draine & Lee 1984 a = 0.1µm, 球状“天文硅酸盐”的Qabs(λ, a) 弥散星际介质的无定型硅酸盐消光轮廓 Chiar & Tielens 2006

光谱分解 利用PAHFIT将光谱分解为： 恒星黑体辐射谱（2000-5000K）Fstar 两条尘埃连续谱（低温、高温尘埃）Fcon 结晶度 光谱分解 利用PAHFIT将光谱分解为： 恒星黑体辐射谱（2000-5000K）Fstar 两条尘埃连续谱（低温、高温尘埃）Fcon 无定型硅酸盐10和18微米特征轮廓 Fasi 一系列结晶硅酸盐特征（Molster et al. 2002b）Fcsi

结晶度 结晶硅酸盐特征

结晶度 光谱分解结果

结晶度 用结晶硅酸盐辐射流量对所有硅酸盐辐射流量的比值作为结晶度 ηcsi,f=Fcsi/(Fcsi + Fasi + Fcon)

2DUST

2DUST 所以只要设定A=C=D=E=F=0，B=2，就可以得到最简单的球型包层 此时，尘埃密度分布函数为 若给定包层膨胀速度vexp，则尘埃质量流失率为：

SED拟合 2DUST设定为最简单的球状包层，主要输入参数为： 中心星有效温度 T⋆ : 2000-4000K 恒星参数 SED拟合 2DUST设定为最简单的球状包层，主要输入参数为： 中心星有效温度 T⋆ : 2000-4000K 中心星光度 L⋆ : 103 -106L⊙ 尘埃类型: MgFeSiO4 Dorschner et al. 1995 尘埃尺寸分布: MRN dn/da = a−3.5 Mathis, Rumpl, Nordsieck 1977 其中尘埃半径为 0.1-1μm

测光数据 Johnson测光系统：UBVRI 2MASS: J H K WISE: W1 W2 W3 W4 恒星参数 测光数据 Johnson测光系统：UBVRI 2MASS: J H K WISE: W1 W2 W3 W4 IRAS：F12 F25 F60 F100 名称 Johnson 2MASS 波段 U B V R I J H K 波长[μm] 0.365 0.445 0.551 0.658 0.806 1.22 1.63 2.19 名称 WISE IRAS 波段 W1 W2 W3 W4 F12 F25 F60 F100 波长[μm] 3.4 4.6 12 22 25 60 100

星际消光改正 我们采用的是波长相关的银河系RV = 3.1平均消光规律——Aλ/AV ，所以只要知道AV就可以通过 恒星参数 星际消光改正 我们采用的是波长相关的银河系RV = 3.1平均消光规律——Aλ/AV ，所以只要知道AV就可以通过 得到任意波段的实际流量 Cardelli, Clayton & Mathis 1989 其中，AV是可见光V波段的消光值，Aλ是波长λ处的消光值（对应频率ν = c/λ ）

AV 高银纬（>10°） 低银纬或NED数据缺失 恒星参数 NED数据库 ( NASA/IPAC Extragalactic Database) 低银纬或NED数据缺失 利用恒星内秉色指数计算： 其中AV/E(J − K) ≈ 5.88是消光色余比 Wang, Li & Jiang 2015

AV 对每颗源，首先在NED ( NASA/IPAC Extragalactic Database)上搜寻AV值 恒星参数 AV 对每颗源，首先在NED ( NASA/IPAC Extragalactic Database)上搜寻AV值 若无数据，则利用恒星内秉色指数计算： 其中AV/E(J − K) ≈ 5.88是消光色余比 Wang, Li & Jiang 2015

恒星参数 SED结果

恒星参数 恒星参数

质量流失率

结果 ηcsi,f与 M dust 硅酸盐结晶度和尘埃质量流失率不相关 Liu, Jiang, Li & Gao 2017

η'csi,f与 M dust 硅酸盐结晶度η'csi,f和尘埃质量流失率不相关 Liu, Jiang, Li & Gao 2017

ηcsi,f与T⋆ 硅酸盐结晶度和中心星温度不相关 Liu, Jiang, Li & Gao 2017

ηcsi,f与L⋆ 硅酸盐结晶度和中心星光度不相关 Liu, Jiang, Li & Gao 2017

总结 结晶度在2%-24%之间，并且集中在8%-16% 结论 总结 结晶度在2%-24%之间，并且集中在8%-16% 质量流失率分布在两个量级，并且∼50% 的源的质量流失率 M dust < 10−8M⊙yr−1 硅酸盐的结晶度与恒星质量流失率没有相关性 硅酸盐的结晶度与中心星温度和光度也不相关

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