[論文レビュー] Stellar evolution with rotation VI: The Eddington and Omega-limits, the rotational mass loss for OB and LBV stars

A. Maeder, G. Meynet|arXiv (Cornell University)|Jun 28, 2000

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 38

ひとこと要約

本稿は、質量の大きなOB星およびLBV星における回転効果を再評価し、回転がEddington光度限界を低下させ、回転速度の二重根解を導入することを示している。Eddington要因Γが0.639を超えると、第二の低速根が出現する。質量損失率は回転（Ω）と放射（Γ）の両方に強く依存し、特にO型星およびWolf-Rayet星ではΩΓ値が高くなると極端な質量損失が生じる。

ABSTRACT

Several properties of massive stars with large effects of rotation and radiation are studied. We show that there are 2 roots for the equation giving the rotational velocities at break-up: 1) The usual solution, which is shown to apply when the Eddington ratio $\\Gamma$ of the star is smaller than formally 0.639. 2) Above this value of $\\Gamma$, there is a second root, inferior to the first one, for the break-up velocity. This second solution tends to zero, when $\\Gamma$ tends towards 1. This second root results from the interplay of radiation and rotation, and in particular from the reduction by rotation of the effective mass in the local Eddington factor. The analysis made here should hopefully clarify a recent debate between Langer (\\cite{La97,La98}) and Glatzel (\\cite{Gla98}). The expression for the global mass loss-rates is a function of both $\\Omega$ and $\\Gamma$, and this may give raise to extreme mass loss-rates ($\\Omega \\Gamma $-limit). In particular, for O-type stars, LBV stars, supergiants and Wolf-Rayet stars, even slow rotation may dramatically enhance the mass loss rates. Numerical examples in the range of 9 to 120 M$_{\\odot}$ at various $T_\\mathrm{eff}$ are given.

研究の動機と目的

• 回転と放射圧のどちらが質量の大きな星の破壊を制限するかという議論を解消すること。
• Eddington要因Γが回転に依存することを明確にし、従来の回転独立性の仮定を是正すること。
• ΩとΓの両方に依存するが、従来のΩのみに依存するものとは異なる、回転による質量損失率の新しい式を導出すること。
• 回転星における有効重力および光学率効果による質量損失の非対称性を検討すること。
• ΩΓ限界を、急速に回転する質量の大きな星における極端な質量損失の新しい臨界条件として確立すること。

提案手法

• 水平面上で回転速度Ωが一定である（shellular回転）と仮定し、回転平衡をモデル化する。
• 全重力ベクトルを重力、遠心力、放射圧加速度の和として表す: g_tot = g_grav + g_rot + g_rad。
• shellular回転に一般化されたvon Zeipel定理を適用し、放射フラックスと有効重力の関係を導出する。
• g_tot = 0 となる破壊条件を解き、回転速度の二つの解（標準解と新しい解）を得る。
• 回転に明示的に依存する修正Eddington要因Γ_Ωを導入し、許容可能な最大光度を低下させる。
• 放射風理論を用いて、g_effおよび光学率効果を組み込んだΩとΓの関数としての質量損失率を計算する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 回転はEddington限界をどのように変更するのか。Eddington要因Γは回転速度に依存するのか。
• RQ2 回転星において第二の低速破壊速度根が出現する条件は何か。
• RQ3 回転加速度と放射圧加速度が同時に作用する状態で、臨界回転状態（ΩΓ限界）はどのように決定されるか。
• RQ4 質量の大きな星において、質量損失率は回転速度とEddington要因の両方にどのように依存するか。
• RQ5 有効重力（g_eff効果）および光学率（κ効果）による非対称効果は、回転する質量の大きな星における質量噴出の方向性にどのように影響するか。

主な発見

• 回転星におけるEddington要因Γは回転に明示的に依存し、非回転状態と比較して許容可能な最大光度が低下する。
• 破壊速度の二重解が存在する：Γ < 0.639の範囲では標準解が有効であり、Γ > 0.639では第二の低速根が出現し、Γ → 1に近づくと消滅する。
• 第二の破壊速度根は、回転による有効質量の低下に起因し、これが局所的なEddington要因を変化させることによって生じる。
• 質量損失率はΩΓ積に強く依存し、O型星、LBV星、Wolf-Rayet星では中程度の回転速度でも極端な値に達する。
• 質量損失は非対称的である：極域の噴出はg_eff効果（極でのT_effが高くなる）により促進され、赤道環状の噴出はκ効果（T_effが低下するに従い光学率が増加する）により促進される。
• shellular回転が成り立つ限り、高放射圧下でも回転星の表面形状はRocheモデルに近く保たれる。