大減光中のベテルギウスの光球温度

ベテルギウスの減光は光球温度の変化が原因説です。光球の膨張収縮による視線速度の変化が裏付けらしい。以下、機械翻訳。
2019/2020年の大減光中のベテルギウスの光球温度：新しい塵は必要ありません
2020年11月11日に提出
赤色超巨星（RSG）の拡張された大気を形成し、彩層を加熱し、分子リザーバーを作成し、質量損失を促進し、塵を作成するプロセスは、よくわかっていません。2019年9月/ 2020年2月のベテルギウスのVバンド「グレートディミング」イベントとその後の急速な明るさは、これらの現象を研究するまれな機会を提供します。調光を説明するために、2つの異なる説明が出てきました。光球の光を減衰させる新しい塵が視線に現れたか、光球の大部分が冷却されていました。ここでは、ワサトニック天文台で得られた5年間のウィング3フィルター（A、B、およびCバンド）TiOおよび近赤外測光を紹介します。これらは、光球の一部が平均有効温度持っていたことを示しています（（Te ff）（Levesque＆Massey 2020）によって発見されたものよりも大幅に低い。MARCSモデルの光球とスペクトルからの合成測光により、VLT-SPHEREで示唆されているように、複数の光球成分がある場合、Vバンド、TiOインデックス、Cバンド測光、および以前に報告された4000〜6800オングストロームスペクトルを定量的に再現できることがわかります。画像（Montarges et al.2020）。クーラーコンポーネントのが3650Kよりも低い場合、利用可能な経験的制約を説明するために新しいダストは必要ありません。支配的な短期間（日）と長期（）の一致ΔTe ff≥ 250〜430〜5.8 yr）Vバンドの変動は、深い最小値の時間の近くで発生しました（Guinan et al.2019）。これは、最近Dupree etalによって報告されたVmagと光球の視線速度の強い相関関係と並行しています。（2020b）。これらは、目に見える星の大部分の冷却が、おそらく脈動または大規模な対流運動から生じる、光球運動に関連する動的な起源を持っていることを示唆しています。

図1.§2.1で説明されている5年間の測光、および計算されたTeff Wから派生した（ゴールド）
式（2）を使用したTiOインデックス。 TeffとCのマグニチュードは、7日間のビンに平均化されています。 また示されている
V等（緑、ビンなし）とC等（青）のデータです。 1σのエラーバーも表示されますが、Vの場合は
シンボルサイズに似ています。 3つの赤いブルズアイシンボルは、以前に報告されたTiOベースのTeffです。
ガイナンらで。 （2019b）およびGuinan＆Wasatonic（2020）、および2019年9月15日、12月に発生
7、および2020年1月31日、またはHJD-2450000 = 8742、8825、8895、それぞれ。 灰色の円とエラーバー
Levesque＆Massey（2020）の光学スペクトルから導出された平均Teffです。 TiOベースのテフは
光学スペクトルから得られるよりもかなり涼しい。 TiOベースのテフは明確に相関しています
最近の大規模な調光イベント中を含む、過去5シーズンにわたるV。 Cとの相関も
存在しますが、マグニチュード範囲は小さくなります。


図2.Teff = 3600KとTeff = 3300Kのスペクトルの磁束密度比の対数
他のすべての恒星パラメータが一定に保たれたMARCSモデル。 スペクトル比はビニングされています
〜6℃。 明確にするために、相対フィルター応答も任意のオフセットでプロットされています。 青い曲線は
Vバンド応答、赤い曲線はウィングAおよびBバンド、緑の曲線はVLT-SPHEREです。
Hα-連続フィルター。 見てわかるように、Teff = 3600 Kのフラックスは、3倍から12倍明るい範囲です。
Vバンド内で、フィルター平均は約7です。ウィングAフィルターでは、磁束比は約8ですが、
7540°AでのウィングBフィルターの連続体が支配的なスペクトル領域では、比率はわずか〜1.7（0.22 dex）です。
重要なのは、4500°A未満では、磁束比がVバンドの高い値から低下することです。


図3. 2020年2月15日の調光状態を示す2成分光球モデル。
上のオレンジ色の曲線はTeff = 3650 Kの場合であり、より典型的な状態を表しています。灰色の曲線は
目に見える半球の60％がTeff = 3300で覆われ、40％がTeff = 3600Kで覆われています。
フィルタ応答も任意のオフセットでプロットされています。青い曲線はVバンドの応答で、赤い曲線は
曲線はウィングAとBのバンドで、緑色の曲線はVLT-SPHEREHα-連続フィルターです。 4500-
6700˚Aスペクトル領域（上部の黒いバーで示されている）は、Levesque＆Massey（2020、
図1）。 2成分の灰色の曲線は、3650 Kの曲線よりも約2（0.3 dex）小さく、同様です。
Levesque＆Massey（2020）の2004年と2020年の観測との違い。金の下の曲線は
クールなコンポーネントの寄与。これは、Vバンドの寄与がほとんど無視できることとその理由を示しています。
この領域の結合スペクトルは、幾何学的に希釈されたTeff = 3600Kスペクトルに似ています。しかしながら、
4500°A未満では、クーラースペクトルはそれほど減少せず、差はそれほど重要ではなくなります。


図4。7日間のビンごとの2成分モデルの結果式（3）。 左：モデルTeff
星全体、Tだった
mod、式（1）および（2）から計算され、それぞれの翼とVの大きさ
最適なソリューション。 対応するVとCの大きさを以下に示します。 MARCSモデルからの内部TiOTeffキャリブレーションが使用された場合、計算されたTeffは10〜70 K低くなることに注意してください（を参照）。
§2.3）。 右上上：グレートのシーズンに最適なソリューションに対応するTvarの値
調光。 右下：Tvarで覆われた光球の対応する面積の割合。
単純な多項式トレンド曲線（赤）。 2成分モデルの両方のパラメーターは、有意なばらつきを示しています。
しかし、Teffが減少し、Aが増加するという一般的な傾向は、日付が増えるにつれて、深いところまで見られます。
Tvarが増加し始めたときのVバンドの最小値。


図5.Dupree etal。によって報告された視線速度。 （2020b）滑らかな曲線と私たちのVに適合
マグニチュード。比較を容易にするために、Vマグは最大値（最小輝度）でプロットされています。
上。重心（CoM）の恒星の視線速度は20.9±0.3（1σ）km s-1
i図5.Dupree etal。によって報告された視線速度。 （2020b）滑らかな曲線と私たちのVに適合
マグニチュード。比較を容易にするために、Vマグは最大値（最小輝度）でプロットされています。
上。重心（CoM）の恒星の視線速度は20.9±0.3（1σ）km s-1
ハーパーらから取られています。
（2017）は、推定量の組み合わせに基づいており、ALMAの空間分解分子と一致しています
診断（Kervella et al.2018）。これらの時代の間、平均光球視線速度はよりも小さい
CoM速度。各サイクルの平均値が表示されます（先行する最小値と最大値の平均）。
CoM速度による平均視線速度のオフセットは、視線速度の寄与によって引き起こされる可能性があります
長い（〜5.6 – 6。0年）期間から生じます。 Sanford（1933、およびその中の参考文献）は、ピークツーピークの放射状を見つけます
4.1〜6.1 kms-1の速度範囲.s Harper etal。
（2017）は、推定量の組み合わせに基づいており、ALMAの空間分解分子と一致しています
診断（Kervella et al.2018）。これらの時代の間、平均光球視線速度はよりも小さい
CoM速度。各サイクルの平均値が表示されます（先行する最小値と最大値の平均）。
CoM速度による平均視線速度のオフセットは、視線速度の寄与によって引き起こされる可能性があります
長い（〜5.6 – 6。0年）期間から生じます。 Sanford（1933、およびその中の参考文献）は、ピークツーピークの放射状を見つけます
4.1〜6.1 kms-1の速度範囲。

5。結論
ウィングの3フィルターとVバンド測光は、次の期間中の平均Teffが大幅に低いことを示しています。
2019/2020 TiOバンドの強度から推測されるものよりも優れた調光（図1を参照）
Levesque＆Massey（2020）による4000〜6800°Aスペクトルのヘッド。これらの調査結果は、最も簡単に
さらに冷たい光球材料の50％以上の広い領域の存在によって調整されます。観察された
Vバンドスペクトル領域は、通常のTeff成分の幾何学的に希釈されたスペクトルです。この
写真はまた、4500°A未満の2004年と2020年のスペクトルの差が小さい理由を説明しています
Dharmawardena et al。が指摘しているように、残りのスペクトル領域よりも。 （2020）。これは
図2に示すように、Vバンドスペクトル領域のTeff感度の結果。
これらの観察を説明するために必要です。中に行われた観察からの独立した情報
グレート調光、すなわちIR測光（Gehrz etal。2020）およびSOFIA-EXESスペクトル（Harper etal。
2020）も、粉塵放出の兆候を明らかにしていません。直線偏光の変化はそうではありません
簡単に解釈できますが、既存の光球照明の変化に関連している可能性があります
光球の近くに存在することが知られている塵。
測光データは、グレート調光が大幅に強化されたという仮説を裏付けています
（増幅された）短い430-にわたる平均Teff、V、および視線速度の規則的な変化の継続
日周期周期。深い最小値は、予測された時間の近くで発生しました。の範囲の拡大
調光サイクル中の視線速度（図5を参照）は、冷却の動的な起源を反映している可能性があります
光球の広い領域の。
大調光中のベテルギウスの光球温度
大王の前、最中、後に得られたすべての観測を組み合わせることによって期待されています
RSGの変動性をより完全に理解するために調光することができます。