水蛇座W的中红外直径测量

标题：The mid-infrared diameter of W Hydrae
作者：R. Zhao-Geisler, A. Quirrenbach, R. Koehler, B. Lopez, C. Leinert
论文索引：astro-ph:1105.0082
编辑供稿: 黄崧 (南京大学)

背景介绍

恒星物理几乎可以看作是天体物理学的发祥地，也是现在所有天体物理学生必修的基础课程之一，不过从我个人的感觉来看，似乎很难从日常的学习中感受到恒星物理研究的魅力，我们的课程大多数也是中规中矩，言必称Eddington，Chandrasekhar，Hayashi，让我们对那个无磁场，无自转，不考虑质量损失的模范恒星十分满意，似乎只有一早一晚两个演化阶段(恒星形成和演化重点，如超新星和致密星研究)才是热点难点所在；但实际上恰恰相反，恒星物理的研究不仅有很多基础的问题没有解决，而且随着研究的深入，越来越多的新问题也被发掘出来，比如目前炙手可热的AGB和Post-AGB星的问题；来到Carnegie学习的时间里，受周围浓厚的恒星物理研究氛围的影响，我觉得有必要回到这些“基础”的问题上，结合前沿进展，“复习”恒星结构和演化的各种问题；在后面的一段时间里，我也会努力的介绍一些恒星方面的工作，简单介绍结论，但强调关键的基础知识，希望能让本科同学也有所收获吧。

为什么要研究AGB星：Asymptotic giant branch，中文翻译为渐进巨星支，这是几乎所有中小质量(0.8-10太阳质量)恒星的一个重要演化阶段：这类恒星主序末期核心氢燃烧尽后，收缩升温，外包层膨胀冷却，恒星进入红巨星支(RGB: Red Giant Branch，温度下降，光度升高，在赫罗图(后文称HR图)上向右上方移动) ,直到核心温度升高到可以点燃氦，于是核心氦闪(Helium Core Flash)，开始进行He到C的聚变，外部包层收缩，温度升高，光度下降，在HR图上向左方移动，成为水平支恒星(HB:Horizontal Branch，对应星族II，老年，相对贫金属)或红团簇恒星(RC: Red Clump，对应星族I，相对年轻富金属)；随着核心He的耗尽，恒星再次重复类似刚脱离主序的过程，核心C, O核收缩升温，随之外部包层膨胀，再次向HR图右上方移动，这次的轨迹接近巨星支的渐进线，这也是AGB星奇怪名字的来源.

在AGB星阶段，核聚变发生在恒星包层中，可以大致分为E-AGB(早期AGB阶段)和TP-AGB(热脉动AGB阶段)两个时期，在E-AGB阶段，包层氦燃烧，恒星看上去与RGB恒星无二，当氦基本耗尽后进入TP-AGB阶段，以交替进行的H薄层聚变和时间很短的He聚变为代表，恒星随之发生热脉动(Thermal Pulsation)。上面简短的两段文字其实是恒星演化课程一章的内容，具体细节不再深究，简而言之，在AGB星阶段，几个特性使之成为了天文学家们的兴趣所在：

1. 长周期光变

2. 虽脉动进行，内部的挖掘效应(dredge-up)产生核心和包层的化学混合

3. 以星风形式进行的质量损失

4. 非常延展的外包层，对流区和富尘埃的星周包层(CSE: Circum-Stellar Envelope)

 

除去恒星演化本身的重要课题以外，天文学家们关心AGB恒星还有很多原因，比如作为宇宙三大尘埃”污染源”(另外两个是红超巨星:SRG和超新星:SN)之一，大量的星际介质(ISM)中的尘埃成分在AGB的冷包层中形成，再通过星风被出去，对于ISM研究有重要意思；另外，AGB星富含尘埃的CSE会有红外辐射，对试图用红外辐射失踪示踪河外星系恒星形成的星系天文学家们是个异常头疼的话题；此外，还有很多其他的原因，关于AGB星的研究俨然已经形成了一个小小恒星，星系和星际介质之间的交叉学科，题为“为神马星系那么在乎AGB星“(Why Galaxies Care About AGB Star)的国际会议已经开了两次。

如何测量恒星的半径？
恒星的半径是非常基础的测量量，可能所有的同学都知道利用Stefan-Boltzman公式把恒星的光度和表面温度与半径联系起来，不过这个方法，仅仅算是一种估计，不能当作真正的测量；其实近100年前，天文学家们就和物理学家合作研究直接测量恒星角直径大小的方法了，以前常用的方法可以总结如下：

1. 相位干涉技术(Phase Interferometry)：这是Michelson在1920年利用他独门的干涉仪和Mt.Wilson天文台100英寸望远镜开发的方法， 干涉条纹会随着入射镜距离(D)的改变而发生变化，当干涉条纹消失的时候意味着，这里的就是恒星的角直径。

2. 强度干涉技术(Intensity Interferometry): 这是Brown和Twiss在1956年发展起来的新技术，一个恒星被两个相距D的望远镜观测到，其观测的信号强度的起伏的相关是和恒星的角直径有关的。

3. 斑点干涉技术(Speckle Interferometry): 如果把恒星在望远镜焦面上成的像看成是被大气干扰的衍射极限下的恒星像，通过把大量短时间曝光的恒星像结合起来，可以在一定程度上克服大气的影响，得到恒星角直径的估计。

4. 月掩星技术(Lunar Occultations): 利用月掩恒星的“光变“曲线和绝对点源被遮掩的曲线比较，可以给出角直径的估计

5. 食双星技术(Eclipsing Binaries): 利用双星掩饰产生的光变进行估计，这个技术几乎所有的天体物理教科书都会涉及的。

上面总结技术的细节请参见《星系天文学》教材(James Binney)，但不难想到，所有的方法都是有局限的，不是要求恒星足够亮，就是要求恒星能被月亮掩食，或是位于双星系统中，这些限制有时候的确很烦人，最理想的方法其实也是最简单的，利用干涉仪技术复原出恒星的像，然后，像测量太阳半径那样直接的测量，这也是本文所介绍的方法。

MIDI是什么东西？
目前在Keck和VLT这样的望远镜，红外干涉技术已经开始慢慢的成熟起来，本文使用的MIDI就是VLTI(欧洲南方天文台的甚大望远镜的干涉仪)上面的中红外干涉仪设备，工作在10微米波段，在100米的基线下，分辨率可以达到20毫角秒；当然，听上去很强悍的东西总会有相印相应的短板，地面大望远镜的干涉技术还有很多限制和有待提高的地方，关于这些技术细节，实在超出了我个人的知识范畴，希望以后由其他人来介绍吧，这里就用一张示意图展示一下MIDI的光学设计：

本文观测

水蛇座W (W Hya)是一颗大气包层中富含氧元素的M光谱型AGB星，光度为太阳光度的5400倍左右，距离我们98pc左右，是整个南天中被观测的最详细的AGB星，已经有了一些不同波段的干涉仪观测，得到的角直径分布在30到70毫角秒之间，且发现恒星的包层有一定的不对称。不过虽然有了干涉仪观测，恒星真实半径的测量也不是那么容易，AGB星的包层温度很低，且富含各种分子，比如H2O, OH, CO, TiO, SiO, CO2, SO2还有H2，这些分子的吸收带让确定连续谱变的很困难，我们一般说的恒星半径应该是以发射连续谱的光球层为基准的，但这些分子存在的“大气层”的范围可以达到连续谱半径的两倍以上。此外，水蛇W是一颗大振幅，半规则长周期变星变星，他们有一个很著名的名称：薴藁增二型变星(Mira)，这些变星的光变周期在1年左右，因此长时间的检测对确定恒星大气的各种性质是非常重要的，本文的观测分布在2007年到2009年之间，覆盖了两个完整的脉动周期，观测波段为8-13微米，关于进一步的观测细节和数据处理请感兴趣的读者参考文章，我们仅仅简单的总结一下主要的结果。

主要结果

1. 观测发现中红外波段的光变峰值比光学波段在相位上要滞后一段时间。

2. 通过对干涉仪观测数据进行完全临边昏暗盘模型拟合(Fully limb-darkened disk:FDD)，得到8微米处的恒星角直径为80毫角秒(7.8AU)，到了12微米波段则为105毫角秒(10.3AU)。

3. 这种恒星直径测量的改变可以用恒星外面存在的尘埃吸收层解释，初步估计，这个尘埃层的内半径可以达到50AU。

4. 得到的恒星椭圆盘面的轴比为0.87，这种不对称性可以用在某方向上的尘埃吸收增强解释。

文章中还有很多细节的讨论我们暂且不再深究，虽然本文的工作仅仅是一个个案研究，但已经很好的说明了一颗AGB星的所有复杂情况，无论是外部尘埃层的具体性质还是一个自恰的恒星大气动力学模型都是需要再将来通过更多的观测才能了解的。我们希望这个工作的简单介绍能够把恒星演化的基础知识，最基本的恒星参数的测量和最前沿的观测结合起来，让大家窥见恒星物理学生机勃勃，当然也是疑雾重重的一面。

延伸阅读

1. 光学/近红外干涉入门

2. 关于光学/近红外干涉观测的一个课件

3. Why Galaxies Care About AGB Stars会议报告总结

4. Leiden天文台关于AGB尘埃驱动星风的建模工作展示

5. 关于主序后恒星演化的一个介绍网页

6. 两篇近期的关于AGB星演化模型的工作：1，2

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