[論文レビュー] Nitrogen line spectroscopy in O-stars -- II. Surface nitrogen abundances for O-stars in the Large Magellanic Cloud

J. G. Rivero González, J. Puls+2 more|arXiv (Cornell University)|Oct 24, 2011

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 80被引用数 62

ひとこと要約

本研究では、N iv λ4058線分光法とNLTE大気モデルを用いて、大マゼラン雲の20個のO型星および5個のB型星の窒素質量分率を測定した。ほとんどのO型星で強い窒素増強が観測され、ヘリウム質量分率と明確な相関を示し、低速回転でも効率的な混合が進行している証拠が得られた。これは標準的な回転混合モデルに反し、大質量星における初期段階の混合を支持する。

ABSTRACT

This is the second paper in a series aiming at the analysis of nitrogen abundances in O-type stars, to enable further constraints on the early evolution of massive stars. We investigate the NIV lambda4058 emission line formation, provide nitrogen abundances for a substantial O-star sample in the LMC, and compare our findings with recent predictions from stellar evolutionary models. Stellar and wind parameters are determined by line profile fitting of hydrogen, helium and nitrogen lines, based on synthetic spectra calculated by FASTWIND. We derive nitrogen abundances for 20 O- and 5 B-stars, by analyzing all nitrogen lines present in the available optical spectra. The dominating process responsible for emission at NIV lambda4058 in O-stars is the strong depopulation of the lower level of the transition, which increases as a function of Mdot. Unlike the NIII triplet emission, resonance lines do not play a role for typical mass-loss rates and below. The bulk of our sample O-stars seems to be strongly nitrogen-enriched, and a clear correlation of nitrogen and helium enrichment is found. By comparing the nitrogen abundances as a function of vsini ('Hunter-plot') with tailored evolutionary calculations, we identify a considerable number of highly enriched objects at low rotation. Due to the low initial abundance, the detection of strong Nitrogen enrichment in the bulk of O-stars indicates that efficient mixing takes place already during the very early phases of stellar evolution of LMC O-stars.

研究の動機と目的

• 大マゼラン雲（LMC）のO型星における窒素表面質量分率を測定すること。LMCの初期窒素含有量が低いため、増強の検出が明確に可能となる。
• N iv λ4058線の形成メカニズムを解明すること、特に風の影響による下準位の消去が果たす役割を特定すること。
• 回転混合モデルの予測を検証すること。具体的には、窒素質量分率を星の回転速度（v sin i）および風パラメータと比較することで行う。
• VLT-FLAMES調査で得られたB型星の結果をO型星に拡張すること。O型星は寿命が短いため、初期進化段階における混合の制約がきわめて厳密になる。
• 異なるスペクトル型および分析手法間での窒素質量分率の整合性を評価すること。特にO/B型星の遷移領域において重要である。

提案手法

• 水素、ヘリウム、窒素の線幅を人為的にフィッティングすることで、星のパラメータ（T_eff, log g, v sin i, v_mic, v_mac, dot{M}）を決定した。イオン化平衡の制約を用いた。
• 高速風（fastwind）コードを用いて、高温の大質量星における線形成を正確に再現できる新しい窒素モデル原子を導入し、NLTE合成スペクトルを計算した。
• 観測可能な全窒素線（N iii, N iv, N v）に一致するよう窒素質量分率を調整することで、窒素質量分率を決定した。一部のケースでは曲線の成長法を用いた。
• N iv λ4058発光線の形成を解析した結果、その強度は主に下準位の強力な消去に起因しており、これは質量放出率（dot{M}）が増加するにつれて強くなることが判明した。
• 観測された窒素質量分率と適合した進化モデルを比較した。特にv sin i対[N]図（「ハンター図」）を用いた。
• 過去の研究（例：Hunter et al. 2007, Mok07）との整合性を確認した。星のパラメータを調整することで、信頼性の高い質量分率の導出を実現した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 O型星におけるN iv λ4058発光線の形成を支配する主要な物理的メカニズムは何か？
• RQ2 大マゼラン雲に存在するO型星は、どの程度窒素増強を示しており、その増強は回転速度およびヘリウム質量分率とどのように相関しているか？
• RQ3 得られた窒素質量分率は、回転混合モデルの予測とどの程度一致するか。特に低速回転で著しく増強された星の文脈において。
• RQ4 同じ分析フレームワークを用いて、O型星とB型星の両方で一貫した窒素質量分率が得られるか？
• RQ5 観測された窒素質量分率は、大質量星の初期進化段階における混合プロセスのタイミングと効率性について、どのような示唆を示しているか？

主な発見

• N iv λ4058発光線は、主に下準位の強力な消去に起因しており、これは質量放出率（dot{M}）が増加するにつれて強くなる。これは共鳴線ポンプによるものではない。
• 分析対象のO型星20個の多くが強い窒素増強を示しており、[N]は7.5から8.1の範囲にあり、5個の星は[N] = 8.17～8.5の極端な増強を示した。
• 窒素とヘリウムの表面質量分率の間には明確な相関が存在し、表面の増強プロセスが共に進化していることを示している。
• 低速回転（v sin i）の状態にあっても、著しく窒素増強された星が多数存在しており、これは標準的な回転混合モデルが高速回転を前提としているのに対し、顕著な反例である。
• 重複するB型星領域における過去の研究と一致しており、差は主に改善された星のパラメータによるもので、0.1～0.3 dexの範囲にとどまる。
• LMCの初期窒素質量分率（[N] = 6.9）が低いことから、ほとんどのO型星で観測された強い増強は、星の進化の非常に初期段階で効率的な混合が進行していたことを強く示唆している。