[論文レビュー] Evolution of 3-9 Mo Stars for Z=0.001 - 0.03 and Metallicity Effects on Type Ia Supernovae

Hideyuki Umeda, K. Nomoto+2 more|ArXiv.org|Jun 25, 1998

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 89

ひとこと要約

本研究は、Z = 0.001–0.03 の範囲で 3–9 M⊙ 星の金属量と質量依存性に着目し、C-O白色矮星のC/O比とコア質量を調査した。C-O白色矮星の前身星における全炭素質量分率は 0.36 から 0.5 の間で変動し、これは観測されたIa型超新星の明るさと光曲線の変動を説明する要因となり得る。結果から、金属量が低いとSN Iaの前身星の上限質量が減少することが示され、金属量の効果を無視した場合、前身星の生成率が低く見積もられる可能性があることが明らかになった。

ABSTRACT

Recent observations have revealed that Type Ia supernovae (SNe Ia) are not perfect standard candles but show some variations in their absolute magnitudes, light curve shapes, and spectra. The C/O ratio in the SNe Ia progenitors (C-O white dwarfs) may be related to this variation. In this work, we systematically investigate the effects of stellar mass (M) and metallicity (Z) on the C/O ratio and its distribution in the C-O white dwarfs by calculating stellar evolution from the main-sequence through the end of the second dredge-up for M=3-9 Mo and Z=0.001-0.03. We find that the total carbon mass fraction just before SN Ia explosion varies in the range 0.36 -- 0.5. We also calculate the metallicity dependence of the main-sequence-mass range of the SN Ia progenitor white dwarfs. Our results show that the maximum main-sequence mass to form C-O white dwarfs decreases significantly toward lower metallicity, and the number of SN Ia progenitors may be underestimated if metallicity effectis neglected. We discuss the implications of these results on the variation of SNe Ia, determination of cosmological parameters, luminosity function of white dwarfs, and the galactic chemical evolution.

研究の動機と目的

• 3–9 M⊙ 星から形成されるC-O白色矮星の金属量（Z）と初期質量（M）がC/O比およびコア質量に与える影響を理解すること。
• SN Iaの前身星のゼロ・エージュ・メインシーケンス（ZAMS）質量範囲、特に上限（M_UP）と下限（M_LO）の金属量依存性を定量すること。
• C/O比の変動がSN Iaの爆発エネルギー、光曲線の形状、観測された明るさの変動に与える影響を評価すること。
• 金属量依存の前身星質量範囲を組み込むことで、銀河化学進化モデルおよび白色矮星の明るさ関数モデルの改善を図ること。

提案手法

• OPALの吸光率と校正済みの 12C(α,γ)16O 反応率を含む更新された入力物理を用いて、Z = 0.001–0.03 の範囲で 3–9 M⊙ 星の主系列から第2次てんい上昇までの星の進化モデルを計算した。
• C/O比と炭素質量分率を、C-O白色矮星の中心部およびコア領域に特に注目して、星の内部全体で追跡した。
• 第2次てんい上昇の終了時のC-Oコア質量（M_CO）を計算し、SN Iaの前身星としての質量範囲を特定した。
• 進化曲線から、SN Iaの前身星のZAMS質量限界（M_LO と M_UP）の金属量依存性を導出した。
• 改良された物理的取り扱い、対流および核反応の処理を踏まえて、以前のモデル（例：SSMM）と比較し、差異を評価した。
• C/O比がコア質量（M_CO）で正規化された場合に、金属量依存性がどれほど小さくなるかを分析した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 金属量（Z）は、3–9 M⊙ 星から形成されるC-O白色矮星の前身星におけるC/O比の分布にどのように影響するか？
• RQ2 C-O白色矮星を形成し、SN Iaの前身星として機能するZAMS質量範囲（M_LO から M_UP）の金属量依存性は何か？
• RQ3 白色矮星における全炭素質量分率（M(^12C)/M_Ia）は初期質量と金属量にどのように依存し、その範囲は何か？
• RQ4 C/O比の変動がSN Iaの爆発エネルギー、光曲線の形状、観測された明るさの変動に及ぼす影響はどの程度か？
• RQ5 C/O比と炭素質量分率の金属量依存性は、コア質量（M_CO）の関数として表現した場合に、小さくなるか？
• RQ6 金属量の効果は、SN Iaイベントの予測頻度および白色矮星の明るさ関数にどのように影響を与えるか？

主な発見

• SN Iaの前身星白色矮星における全炭素質量分率（M(^12C)/M_Ia）は、初期質量と金属量に応じて 0.36 から 0.5 の範囲で変動し、これは観測されたIa型超新星の明るさとスペクトルの変動を説明する要因となり得る。
• C-O白色矮星の中心部におけるC/O比は通常酸素に富んでおり（C/O ≤ 0.6）、高金属量でピーク値が上昇し、初期質量が低い（M_ms ~5 M⊙）場所で現れる。これは以前のモデル（M_ms ~7 M⊙）とは異なる。
• 金属量が低下するにつれてSN Iaの前身星の上限質量（M_UP）が顕著に減少し、金属量の効果を無視した場合、低金属量環境では前身星の生成率が低く見積もられる可能性がある。
• C/O比と炭素質量分率をコア質量（M_CO）に対してプロットすると、分散が小さくなるため、M_COはZAMS質量よりも、前身星の性質をより安定して特徴づけるパラメータであることが示された。
• Z ≤ 0.002 の場合、星風が弱いため、白色矮星がSN Iaに至る可能性は低く、このような低金属量系はSN Iaの前身星モデルから除外できる。
• M_COで正規化した場合、0.001 ≤ Z ≤ 0.02 の範囲でC/O比と炭素質量分率の変動は金属量にほとんど依存しないため、異なる赤方偏移における進化効果がSN Iaの性質に与える影響は小さいと示唆される。