[論文レビュー] On the evolutionary status of Be stars. I. Field Be stars near the Sun

J. Zorec, Y. Frémat+1 more|ArXiv.org|Sep 6, 2005

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 51被引用数 56

ひとこと要約

本研究では、回転する星の大気モデルと進化 tracks を用いて、太陽に近い97個のフィールド Be 星の質量と年齢を特定する。Be 星は全主系列寿命（0 ≤ τ/τ_MS ≤ 1）にわたって分布しており、質量の大きい星（M ≥ 12 M☉）は、質量の小さい星よりも初期の進化段階で Be 現象を示す。これは、質量の大きい星では質量放出が速く、角運動量輸送 timescale が長い低質量星と比較して、より早く臨界回転に達するためであると推定される。

ABSTRACT

A sample of 97 galactic field Be stars were studied by taking into account the effects induced by the fast rotation on their fundamental parameters. All program stars were observed in the BCD spectrophotometric system in order to minimize the perturbations produced by the circumstellar environment on the spectral photospheric signatures. This is one of the first attempts at determining stellar masses and ages by simultaneously using model atmospheres and evolutionary tracks, both calculated for rotating objects. The stellar ages ($τ$) normalized to the respective inferred time that each rotating star can spend in the main sequence phase ($τ\_{ m MS}$) reveal a mass-dependent trend. This trend shows that: a) there are Be stars spread over the whole interval $0 \la τ/τ\_{ m MS} \la 1$ of the main sequence evolutionary phase; b) the distribution of points in the ($τ/τ\_{ m MS},M/M\_{\odot}$) diagram indicates that in massive stars ($M \ga 12M\_{\odot}$) the Be phenomenon is present at smaller $τ/τ\_{ m MS}$ age ratios than for less massive stars ($M \la 12M\_{\odot}$). This distribution can be due to: $i$) higher mass-loss rates in massive objets, which can act to reduce the surface fast rotation; $ii$) circulation time scales to transport angular momentum from the core to the surface, which are longer the lower the stellar mass.

研究の動機と目的

• 回転星モデルを用いて、太陽に近いフィールド Be 星の質量と年齢を導出し、その進化状態を特定すること。
• Be 星における高速回転が初期的性質であるのか、それとも主系列進化中に獲得されたものであるのかという曖昧さを解消すること。
• 回転効果、質量放出、角運動量輸送が、主系列上での観測された Be 星の分布に果たす役割を調査すること。
• 周囲星間物質エンベロープの放射がスペクトル測定に与える影響を評価し、BCD スペクトロフォトメトリックシステムを用いてこれを最小限に抑えること。
• 観測された回転速度分布を、特に臨界回転限界に注目した回転星の理論モデルと比較すること。

提案手法

• BCD スペクトロフォトメトリックシステムを用いて、97個のフィールド Be 星を観測し、周囲の星間物質の発光効果から分離した光球スペクトル特徴を抽出した。
• 回転星のためのモデル大気と進化 tracks を用いて、質量や年齢を含む基本パラメータを導出した。
• 回転による歪みと重力暗黒化を補正するため、「pnrc」（親となる非回転星に対応するもの）および「平均化された」表面パラメータを計算した。
• 先行観測データ（Frémat et al., 2005）に基づき、Be 星の平均的回転速度比 Ω/Ω_c = 0.88 を仮定した。
• 星の年齢 τ を主系列寿命 τ_MS で正規化し、τ/τ_MS の比を作成することで、異なる質量間での比較を可能にした。
• 異なる偏り回転則（p = 0.4, 0.7, 1.0）に対して、回転運動エネルギーとエネルギー比（K(p)/K(0) および E(p)）を計算し、回転エネルギー分布の評価を行った。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Be 星は主系列進化段階の全範囲に分布しているのか、それとも特定の段階に限定されているのか？
• RQ2 質量に応じて、正規化された年齢 τ/τ_MS と照らして、Be 現象の出現頻度はどのように変化するか？
• RQ3 質量放出と角運動量輸送が、主系列上での観測された Be 星の分布に果たす役割は何か？
• RQ4 観測された回転速度とスペクトル的特徴は、偏り回転を考慮した回転星モデルで説明可能か？
• RQ5 Be 現象は主系列の初期段階か後期段階に多く現れるのか、そしてこれは星の質量にどのように依存するか？

主な発見

• Be 星は全主系列進化段階にわたって分布しており、τ/τ_MS は 0 から 1 の範囲に分布しており、特定の進化段階に閉じ込められていないことが示された。
• 質量の大きな Be 星（M ≥ 12 M☉）は、質量の小さい星（M < 12 M☉）よりも顕著に低い τ/τ_MS 比（主系列の初期段階）で Be 現象を示した。
• 質量の大きな星では、より高い質量放出率が、表面回転速度の低下と臨界回転に達するまでの時間を短縮させることにより、Be 現象が早期に現れるものとされた。
• 低質量星では、赤道から極への角運動量輸送を担う中緯度循環のタイムスケールが長く、臨界回転に達するまでの時間が遅れ、結果として Be 現象の発現も遅れる。
• 回転エネルギー比から、わずかな偏り回転（p = 0.4）でも、非回転モデルに比べて運動エネルギーは52%増加し、エネルギー比 E(p) は44%増加した。
• p = 0.7（対流領域の典型的な値）では、エネルギー比 E(p) は 0.026 に達し、剛体回転の臨界状態に比べてほぼ2倍に達しており、内部エネルギー再分配が顕著であることが示された。