[論文レビュー] An internet server for update pre-main sequence tracks of low- and intermediate-mass stars

L. Siess, Emmanuel Dufour+1 more|arXiv (Cornell University)|Mar 31, 2000

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 35

ひとこと要約

本稿では、低・中質量星（0.1–7.0 M☉）の前主系列（PMS）進化曲線を、4つの金属量（Z = 0.01–0.04）および中程度のオーバーシュートを伴う太陽成分のケースについて更新した。モデルは、改良された状態方程式（Pols et al. 1995）、更新された透過率テーブル（OPALおよびAlexander & Ferguson）、および解析的表面大気境界条件を組み込み、非常に低質量領域における精度を著しく向上させた。専用のインターネットサーバーにより、即時の等時曲線計算、HR図上の位置からの星のパラメータの導出、グラフィカル出力が可能となり、若い星団の観測的分析を支援する。

ABSTRACT

We present new grids of pre-main sequence (PMS) tracks for stars in the mass range 0.1 to 7.0 Msun. The computations were performed for four different metallicities (Z=0.01, 0.02, 0.03 and 0.04). A fifth table has been computed for the solar composition (Z=0.02), including a moderate overshooting. We describe the update in the physics of the Grenoble stellar evolution code which concerns mostly changes in the equation of state (EOS) adopting the formalism proposed by Pols et al. (1995) and in the treatment of the boundary condition. Comparisons of our models with other grids demonstrate the validity of this EOS in the domain of very low-mass stars. Finally, we present a new server dedicated to PMS stellar evolution which allows the determination of stellar parameters from observational data, the calculation of isochrones, the retrieval of evolutionary files and the possibility to generate graphic outputs. WWW site : http://www-laog.obs.ujf-grenoble.fr/activites/starevol/evol.html

研究の動機と目的

• 星の進化コードにおける主要な物理的入力を更新することで、低・中質量星の前主系列（PMS）モデルの精度を向上させること。
• 特に縮重物質、圧力イオン化、分子透過率に起因する非常に低質量星（VLMS）のモデル化に関する不確実性を解消すること。
• 対流、状態方程式（EOS）、境界条件の不一致に起因するPMS曲線の乖離を低減すること。
• 研究者が等時曲線の計算、観測データからの星のパラメータの導出、グラフィカル出力が行える公開アクセス可能なインターネットサーバーを提供すること。

提案手法

• 非常に低質量星における冷たく密度が高く部分的に縮重した物質をより正確に記述できるように、Pols et al. (1995) の状態方程式（EOS）形式を導入した。
• 更新された透過率テーブルの使用：T > 8000 K では OPAL 透過率、T < 8000 K では Alexander & Ferguson の分子透過率を使用した。
• 表面境界条件として、星の大気モデル（Pleś, Eriksson, Kurucz）の解析的フィットを組み込み、温度構造の精度を向上させた。
• 混合長理論（MLT）を用いた一貫した対流の取り扱いを行い、対流エネルギー輸送に影響を与える形因子を採用した。
• 質量（0.1–7.0 M☉）、金属量（Z = 0.01, 0.02, 0.03, 0.04）、および中程度のオーバーシュートを伴う太陽金属量ケースのグリッド上でPMS曲線を計算した。
• http://www-laog.obs.ujf-grenoble.fr/activites/starevol/evol.html に位置するウェブインターフェースの開発により、モデルの提供、等時曲線の計算、星のパラメータの導出、HR図の生成を可能にした。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 更新された状態方程式および透過率の取り扱いが、非常に低質量星におけるPMS曲線の形状および効果的温度にどのように影響を与えるか？
• RQ2 対流の取り扱い方や混合長パラメータの違いが、異なる研究グループが作成したPMSモデルグリッド間の乖離をどの程度説明できるか？
• RQ3 新PMSモデルとインターネットサーバーインターフェースを用いることで、観測データから星のパラメータ（質量、年齢、半径）をどの程度正確に導出できるか？
• RQ4 改善された大気境界条件が、PMS星の効果的温度および明るさにどのような影響を与えるか？
• RQ5 新PMSモデルから導かれる等時曲線は、若い星団の年齢決定にどの程度信頼できるか？

主な発見

• 新しいPMS曲線は、Baraffe et al. (1998) やジュネーブグループ（Charbonnel et al., 1999）の結果と強い形で一致し、更新されたEOSおよび境界条件の取り扱いの妥当性を裏付けた。
• D’Antona & Mazzitelli (1997) のモデルとは、特に0.3 M☉未満で顕著な乖離が認められ、主に対流の取り扱い方とEOSの違いに起因する。
• モデル間で最大300 Kの効果的温度差が生じており、主に混合長パラメータの違いと対流の取り扱い方の差に起因し、対流が主な不確実要因であることが示された。
• 0.5 M☉以上の星では、モデル間の効果的温度差が200 K未満に抑えられ、主に化学成分の違いやαパラメータの値の違いに起因する。
• インターネットサーバーを用いることで、HR図上の位置から星のパラメータ（質量、年齢、半径）を正確に導出可能であり、必要に応じて表面リチウム濃度や中心温度の出力も可能である。
• 等時曲線の比較から、10⁶年未満の年齢では、たとえモデルが改善されても年齢決定に大きな不確実性が残ることが判明した。これはPMS進化が物理的仮定に極めて敏感であるためである。