[論文レビュー] A stringent upper limit on Be star fractions produced by binary interaction

Ben Hastings, N. Langer+3 more|arXiv (Cornell University)|Jun 23, 2021

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 124被引用数 70

ひとこと要約

本研究では、二重星相互作用によるBe星形成のモデルに依存しない上限を33%として確立し、極端な仮定（初期二重星頻度がほぼ1に近い、非保存的質量移動を含む）下でも、二重星進化だけでは若い星団における観測されたBe星の割合を説明できないことを示している。この上限は、星団のTurn-off付近で観測とよく一致しており、低質量領域におけるBe星割合の低下を説明するには、不安定な質量移動が低質量比系で合体を引き起こすと仮定することで良好な一致が得られる。

ABSTRACT

Context. Binary evolution can result in fast-rotating stars, predicted to be observable as Be stars, through accretion of angular momentum during mass-transfer phases. Despite numerous observational evidence pointing to this possibly being the dominant Be formation channel, current models struggle to produce a satisfactory description of Be star populations. Aims. Given distinct uncertainties in detailed binary evolution calculations, we investigate a rigorous and model independent upper limit for the production of Be stars through binary interaction and aim to confront this limit with observations of Be stars in young star clusters. Methods. Using extreme assumptions, we calculate the number ratio of post-interaction to pre-interaction binary systems in a coeval population, which describes an upper limit to Be star formation through mass-transfer. A detailed comparison is made between our derived upper limit and relevant observations of Be stars, which allows us to probe several aspects of binary star physics. Results. We find that in coeval populations, binary interaction can at most account for one third of all main-sequence stars being Be stars. Near the cluster turn-off region, this limit appears to be realised in the clusters studied. Away from the turn-off, applying simple assumptions about which systems undergo unstable mass-transfer produces a good fit to the observed Be fraction as a function of mass. Conclusions. We find that assuming distinct physics, binary evolution alone can in principle match the high numbers of Be stars observed in open clusters. Whether the required binary physics is realised in nature remains to be investigated.

研究の動機と目的

• 特定の二重星進化パラメータの不確実性に依存しない、二重星相互作用によって生成されるBe星の割合に対するきついモデルに依存しない上限を求める。
• 二重星相互作用のみが若い散開星団における高い観測されたBe星割合を説明できるかどうかを検証する。特に、以前のモデル予測が矛盾していた状況を考慮する。
• この上限が二重星物理学（質量移動効率、安定性、単一星に見えるように見える後処理系の役割など）に与える影響を調査する。
• 不安定な質量移動と合体に関する単純な仮定を組み込むことで、NGC 330 や NGC 2164 のような星団における観測されたBe星割合と理論的上限を一致させる。
• 観測可能な相互作用前の二重星頻度と、相互作用後に単一星に見える系が存在するため、曇りやすい真の初期二重星頻度との違いを明確にする。

提案手法

• すべての二重星系が安定な質量移動を経てBe星を生成すると仮定し、母星質量、質量比、公軌道周期にかかわらず、Be星の理論的上限を導出する。
• 等時系列集団モデルを用いて、相互作用後と相互作用前の二重星系の比率を計算し、最大の可能なBe星割合を設定する。
• 平坦な質量比分布（κ = 0）、べき乗則の初期質量関数（ξ(M₁) ∝ M⁻¹.⁹）、非保存的質量移動（∆M/M₂,ᵢ = 0）を用いたモンテカルロシミュレーションを実施し、星質量にわたるBe星割合をシミュレートする。
• NGC 330 および NGC 2164 の色-等級図におけるHα線放出星の観測データと比較し、等時曲線フィットを用いて質量を割り当てる。
• 低質量比系における不安定な質量移動（合体）を物理的基準として導入することで、低質量領域における観測されたBe星割合との一致を改善する。
• 式(30)を用いて理論的上限を定義し、これは初期質量関数の勾配（α = −1.9）、質量移動効率、および質量比分布に依存する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 特定の二重星進化モデルに依存しない、二重星相互作用によって生成可能なBe星の最大割合は何か？
• RQ2 若い散開星団における観測されたBe星割合は、二重星質量移動のみで説明可能か、それ以外の形成経路が必要か？
• RQ3 なぜ観測されたBe星割合は、Turn-off質量の70–80%未満の質量領域で急激に低下するのか？これは合体や不安定な質量移動といった物理的プロセスで説明可能か？
• RQ4 相互作用後に単一星に見える系が存在するため、観測可能な相互作用前の二重星頻度と真の初期二重星頻度の違いは何か？
• RQ5 観測された高いBe星割合に一致させるには、質量移動がどれほど非保存的かつ不安定でなければならないか？

主な発見

• 等時系列集団において、二重星相互作用によって生成されるBe星の最大割合は、モデルに依存しない上限として約33%に制限される。
• 理論的上限は、特に数え上げの不確実性を考慮した場合、星団のTurn-off付近で観測されたBe星割合とよく一致する。
• Turn-off質量の70–80%未満の質量領域におけるBe星割合の低下は、上限だけでは説明できないため、追加の物理的プロセスの存在が示唆される。
• 低質量比および低母星質量系が不安定な質量移動を経て合体するものと仮定することで、質量に依存する観測されたBe星割合との良好な一致が得られる。
• 観測されたBe星の数を説明するには、初期二重星頻度が非常に高く（ほぼ1に近い）なければならないため、相互作用後の系が観測可能な二重星頻度を著しく低下させていることが示唆される。
• 結果は、Be星が二重星相互作用に起因するに限りないが、非保存的質量移動や初期二重星頻度がほぼ1に近いという極端な状態が自然界で実現されている場合にのみ、その仮説が支持される。