[論文レビュー] Populations of rotating stars II. Rapid rotators and their link to Be-type stars

A. Granada, Sylvia Ekström+5 more|arXiv (Cornell University)|Mar 10, 2013

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 7

ひとこと要約

本研究では、改良されたGeneva星間進化モデルを用いて、臨界回転に近い急速回転星を調査し、そのような星が質量 $9.4 \times 10^{-12}$ から $1.4 \times 10^{-7}\,M_\odot$、延長が2000–6500\,$R_\odot$、拡散 timescale が10–30年である降着円盤を生成することを示した。これらの値は観測されたBe星の円盤と整合的である。結果は、Be星形成に $T_{\text{eff}}$-依存の閾値が存在することを支持し、初期の急速回転星から生じる回転およびN/C比の長期間にわたる増幅の痕跡が、進化した星においても残存することを確認した。

ABSTRACT

Even though it is broadly accepted that single Be stars are rapidly rotating stars surrounded by a flat rotating circumstellar disk, there is still a debate about how fast these stars rotate and also about the mechanisms involved in the angular-momentum and mass input in the disk. We study the properties of stars that rotate near their critical-rotation rate and investigate the properties of the disks formed by equatorial mass ejections. We used the most recent Geneva stellar evolutionary tracks for rapidly rotating stars that reach the critical limit and used a simple model for the disk structure. We obtain that for a 9 Msun star at solar metallicity, the minimum average velocity during the Main Sequence phase to reach the critical velocity is around 330 km/s, whereas it would be 390 km/s at the metallicity of the Small Magellanic Cloud (SMC). Red giants or supergiants originating from very rapid rotators rotate six times faster and show N/C ratios three times higher than those originating from slowly rotating stars. This difference becomes stronger at lower metallicity. It might therefore be very interesting to study the red giants in clusters that show a large number of Be stars on the MS band. On the basis of our single-star models, we show that the observed Be-star fraction with cluster age is compatible with the existence of a temperature-dependent lower limit in the velocity rate required for a star to become a Be star. The mass, extension, and diffusion time of the disks produced when the star is losing mass at the critical velocity, obtained from simple parametrized expressions, are not too far from those estimated for disks around Be-type stars. At a given metallicity, the mass and the extension of the disk increase with the initial mass and with age on the MS phase. Denser disks are expected in low-metallicity regions.

研究の動機と目的

• 臨界速度に近い回転する星の性質およびそれらが生成する降着円盤の性質を調査すること。
• 初期の急速回転が、赤色巨星などの後期段階における星の進化および表面組成に与える影響を評価すること。
• クラスタにおける観測されたBe星の割合が、Be現象発生のための温度依存最小回転速度に一致するかどうかを検証すること。
• 臨界回転における質量損失の単純化されたパラメータモデルから、円盤質量、サイズ、および進化時間スケールを推定すること。
• 角運動量および質量損失が、Be星における円盤形成および長期間にわたる変動性に与える影響を評価すること。

提案手法

• 表面速度のより良い数値的取り扱い（星の変形および角運動量輸送を含む）を組み込んだ、更新されたGeneva星間進化トレースを用いた。
• 包層の角運動量と内部への結合を考慮し、全角運動量の進化を追跡する精度を向上させた。
• 臨界回転における赤道方向の質量噴出をパラメータ化したモデルを適用し、円盤質量、延長、拡散時間スケールを推定した。
• さまざまな初期質量、金属量、主系列星の年齢における時間平均の質量損失率および円盤進化時間スケールを計算した。
• 電波およびH$\alpha$研究からの観測的制約（Be星の円盤質量、サイズ、変動時間スケール）とモデル予測を比較した。
• Be星形成に $T_{\text{eff}}$-依存の閾値を仮定した場合、観測されたクラスタ内におけるBe/(B+Be)割合との整合性を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 太陽金属量およびSMC金属量の下で、9 $M_\odot$ の星が臨界回転に達するための最小平均表面速度はどれくらいか？
• RQ2 円盤質量、延長、拡散時間スケールは、初期星質量、金属量、主系列星の年齢にどのように依存するか？
• RQ3 オープンクラスタにおける観測されたBe星の割合は、Be現象のための $T_{\text{eff}}$-依存の閾値によって説明可能か？
• RQ4 初期の急速回転の痕跡は、赤色巨星や超新星星のような進化した星においてどの程度長期間にわたって残存するか？
• RQ5 予測された円盤性質は、電波およびH$\alpha$研究からの観測的推定値とどのように一致するか？

主な発見

• 9 $M_\odot$ の星では、太陽金属量下で臨界回転に達するための最小平均表面速度は約330 km s$^{-1}$、SMC金属量下では約390 km s$^{-1}$ である。
• 初期の急速回転星から生まれた赤色巨星および超新星星は、ゆっくり回転する前身星から生まれた星に比べて6倍速く回転し、N/C比も3倍高い。金属量が低いほどこの差は大きくなる。
• 臨界回転で生成される円盤質量は $9.4 \times 10^{-12}$ から $1.4 \times 10^{-7}\,M_\odot$（$3 \times 10^{-6}$ から $4.7 \times 10^{-2}$ 地球質量）の範囲であり、延長は2000～6500 $R_\odot$、拡散時間スケールは10～30年である。
• 予測された円盤性質は、電波調査（例：Taylor et al. 1990; Clark et al. 1998）およびH$\alpha$研究からの観測的推定値と整合的であり、特に長波長域で顕著である。
• 臨界回転期における時間平均の質量損失率は $4 \times 10^{-13}$ から $4 \times 10^{-9}\,M_\odot\,\text{yr}^{-1}$ であり、一部の観測的推定値より1桁小さいが、ピーク瞬間的損失率は妥当な一致を示している。
• モデルは、Be現象に $T_{\text{eff}}$-依存の下限が存在することを支持し、クラスタ内での観測されたBe/(B+Be)割合がこの閾値と整合的である。