[論文レビュー] Stellar evolution with rotation XI: Wolf-Rayet star populations at different metallicities

G. Meynet, A. Maeder|ArXiv.org|Aug 18, 2004

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 33被引用数 323

ひとこと要約

本稿では、金属量（Z = 0.004 から 0.040）の範囲で回転する大質量星のモデルを提示し、Wolf-Rayet（WR）星の集団を研究する。回転、回転混合、および強化された質量放出を組み込んだモデルは、回転がWR星の進化の最小質量を低下させ、特にeWNL段階においてWR星の寿命を延長し、非回転モデルよりも観測されたWR/O星の比率、WN/WC比率、およびIb/Ic型超新星の割合をよりよく再現することを示している。結果として、金属量にわたる観測と一致させるために回転が不可欠であることが確認された。

ABSTRACT

Grids of models of massive stars ($M \ge$ 20 $M_\odot$) with rotation are computed for metallicities $Z$ ranging from that of the Small Magellanic Cloud (SMC) to that of the Galactic Centre. The hydrostatic effects of rotation, the rotational mixing and the enhancements of the mass loss rates by rotation are included. The evolution of the surface rotational velocities of the most massive O--stars mainly depends on the mass loss rates and thus on the initial $Z$ value. The minimum initial mass for a star for entering the Wolf--Rayet (WR) phase is lowered by rotation. For all metallicities, rotating stars enter the WR phase at an earlier stage of evolution and the WR lifetimes are increased, mainly as a result of the increased duration of the eWNL phase. Models of WR stars predict in general rather low rotation velocities ($ < 50$ km s$^{-1}$) with a few possible exceptions, particularly at metallicities lower than solar where WR star models have in general faster rotation and more chance to reach the break--up limit.The properties of the WR populations as predicted by the rotating models are in general in much better agreement with the observations in nearby galaxies. The observed variation with metallicity of the fractions of type Ib/Ic supernovae with respect to type II supernovae as found by Prantzos & Boissier (\cite{Pr03}) is very well reproduced by the rotating models, while non--rotating models predict much too low ratios.

研究の動機と目的

• 異なる金属量における星の回転がWolf-Rayet（WR）星の集団に与える影響を調査すること。
• 回転モデルが近隣銀河における観測されたWR/O星の数の比率、WN/WC比、および遷移段階の割合を再現できるかどうかを検証すること。
• 回転が質量放出、表面組成、およびコア崩壊時の最終質量に与える影響を検討すること。
• 回転が金属量に応じて観測されたIb/Ic型とII型超新星の比率に見られる変化を説明する役割を果たすかどうかを評価すること。
• 単一星の進化に回転を組み込むことで、SMCのような低金属量環境におけるWR星を説明できるかどうかを検討し、二重星の質量転送が支配的であるという仮説に挑戦すること。

提案手法

• 金属量Z = 0.004（SMC）、0.008、0.020（太陽）、0.040（銀河中心）の範囲で、回転する大質量星モデル（M ≥ 20 M☉）の計算グリッドを生成する。
• 回転の静水的効果、回転混合（例：循環対流とせん断混合）および回転に起因する質量放出率の増加を組み込む。
• WR段階および亜型を特定するために、表面の水素質量分率（Xs）および（C+O）/He比を、明るさの関数として追跡する。
• Smith & Maeder（1991）の分類法を用いて（C+O）/He比をWC亜型にマッピングし、観測と比較する。
• 進化軌道を分析して、特にeWNLおよびWC段階におけるWR段階の寿命と、超新星爆発時の最終質量を特定する。
• モデル予測を、金属量にわたる観測されたWR/O比、WN/WC比、およびIb/Ic型からII型超新星への割合と比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 回転は、異なる金属量において、星がWolf-Rayet段階に到達するための最小初期質量にどのように影響を与えるか？
• RQ2 回転モデルは、Z = 0.004 から Z = 0.040 の金属量において、観測されたWR星とO型星の数の比率をどの程度正確に再現できるか？
• RQ3 回転モデルは、特に低金属量で遅いタイプのWC星が存在しないという観測された分布を説明できるか？
• RQ4 回転は、WN/WC遷移段階にいるWR星の割合にどのように影響を与え、観測と一致するか？
• RQ5 回転モデルは、Prantzos & Boissier（2003）が報告したように、金属量に応じたIb/Ic型とII型超新星の比率の変化を再現できるか？

主な発見

• 回転により、すべての金属量においてWR星の進化に到達するための最小初期質量が低下し、より多くの大質量星がWR星に進化することが可能になる。
• 回転モデルはWR星の寿命を延長し、主にeWNL段階の延長に起因する。表面回転速度は一般的に50 km s⁻¹未満であるが、低金属量ではより速い回転が可能である。
• Z = 0.040では、50 M☉を超える星はコア崩壊時に5–7.5 M☉の最終質量を示すが、Z = 0.004（SMC）では17–29 M☉の範囲に達するため、金属量依存性が顕著に現れる。
• モデルは、遅いタイプのWC星が高金属量でのみ観測されるという観測傾向を再現している。これは、高金属量でWC段階への到達時の明るさが低くなり、WN段階が長くなるためである。
• 回転モデルは、金属量に応じたIb/Ic型とII型超新星の比率の観測された変化を成功裏に再現しているが、非回転モデルでは著しく低い比率を予測する。
• 初期質量がLBV段階を通過する範囲は、金属量と初期回転速度（Ω）の両方に依存しており、質量放出と回転の複雑な相互作用が示唆される。