[論文レビュー] Star formation with disc accretion and rotation I. Stars between 2 and 22 Msol at solar metallicity

L. Haemmerlé, P. Eggenberger+3 more|arXiv (Cornell University)|Jun 25, 2013

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 28被引用数 15

ひとこと要約

本研究では、太陽系の金属量（Z = 0.014）における2–22 M⊙の星の準主系列領域での進化を、冷却ディスク降着と回転を組み合わせたモデルで解析し、星が形成段階で浅い内部回転勾配を示すことを示した—核の回転速度は表面より20–80%速くなる。また、質量の大きな星（M > 8 M⊙）では表面回転速度に上限が存在し（例：14 M⊙では臨界速度の≤45%）、高速回転星の形成経路を制限する。

ABSTRACT

The way angular momentum is built up in stars during their formation process may have an impact on their further evolution. In the frame of the cold disc accretion scenario, we study for the first time how angular momentum builds up inside the star during its formation and what are the consequences for its evolution on the main sequence (MS). Computation begins from a hydrostatic core on the Hayashi line of 0.7 Msol at solar metallicity (Z=0.014) rotating as a solid body. Accretion rates depending on the luminosity of the accreting object are considered varying between 1.5e-5 and 1.7e-3 Msol/yr. The accreted matter is assumed to have an angular velocity equal to that of the outer layer of the accreting star. Models are computed for a mass-range on the zero-age main sequence (ZAMS) between 2 and 22 Msol. We study how the internal and surface velocities vary as a function of time during the accretion phase and the evolution towards the ZAMS. Stellar models, whose evolution has been followed along the pre-MS phase, are found to exhibit a shallow gradient of angular velocity on the ZAMS. Interestingly, for masses on the ZAMS larger than 8 Msol, there exists a maximum surface velocity that can be reached through the present scenario of formation. Typically, for 14 Msol models, only stars with surface velocities on the ZAMS lower than about 45% of the critical velocity can be formed. To reach higher velocities would require to start from cores rotating above the critical limit. We find that this upper velocity limit is smaller for higher masses. In contrast, below 8 Msol, there is no restriction and the whole domain of velocities, up to the critical one, can be reached.

研究の動機と目的

• 冷却ディスク降着による星形成過程における角運動量の蓄積と、初期回転プロファイルに与える影響を調査すること。
• 準主系列領域での降着歴が、特に回転速度と表面組成に主系列領域での進化に与える影響を特定すること。
• 冷却ディスク降着によって形成された星に対して、ZAMSにおける剛体回転の仮定が妥当かどうかを評価すること。
• 冷却ディスク降着のシナリオ下で、質量星（M > 8 M⊙）が達成可能な表面回転速度の物理的上限を同定すること。

提案手法

• 星の進化モデルは、太陽系の金属量（Z = 0.014）で、0.7 M⊙の静的コアがHayashi線に位置する状態からGeneva星進化コードを用いて計算した。
• 降着率は1.5 × 10⁻⁵から1.7 × 10⁻³ M⊙ yr⁻¹の範囲であり、降着物質の角速度は星の表面と一致していた。
• 核反応として重水素、⁶Li、⁷Liの核融合を含み、エネルギー生成は1–2 × 10⁶ KでD燃焼が支配的であった。
• 対流領域における混合は混合長理論を用い、重水素の拡散輸送には理論から導かれた係数を用いた。
• ZAMS（中心水素質量分数量が3‰減少した時点）に達するまで、準主系列領域における回転プロファイルを追跡した。
• ZAMSにおける降着歴依存性を評価するため、Hayashi線に初期化したモデルやZAMSで剛体回転を仮定したモデルと結果を比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 冷却ディスク降着によって形成される星において、準主系列領域での角運動量の蓄積はどのように進行するか？
• RQ2 2–22 M⊙の星がZAMSに達した際の内部回転プロファイルは、どのように変化するか？
• RQ3 準主系列領域の降着歴が、回転する星の主系列領域での進化にどの程度影響を及えるか？
• RQ4 冷却ディスク降着のシナリオ下で、質量星（M > 8 M⊙）が達成可能な表面回転速度の上限は、どのような物理的制約を受けるか？
• RQ5 観測された高速回転質量星の集団は、この形成モデルで説明可能か、それとも代替メカニズムの必要があるか？

主な発見

• ZAMSに達した星では、角速度の勾配が浅く、表面回転速度が臨界速度の0.4に固定された場合、核の回転速度は表面より20–80%速くなる。
• 14 M⊙のモデルでは、冷却ディスク降着のシナリオ下で、表面速度が約45%未満の臨界速度にしか達しない。
• 8 M⊙を超える質量では、表面速度の上限が星の質量の増加に伴い減少し、高速回転星の形成に物理的制限が存在することが示された。
• 8 M⊙未満では、このような上限は存在せず、臨界速度まで広い範囲の回転速度が達成可能である。
• ZAMSで同じ全角運動量を持つモデルは、準主系列領域の形成歴にかかわらず、ほぼ同一の主系列領域での進化を示した。
• ZAMSにおける剛体回転の仮定は、進化モデル化において正当化されており、全降着歴シミュレーションの結果とよく一致した。