[論文レビュー] The IACOB project: IV. New predictions for high-degree non-radial mode instability domains in massive stars and connection with macroturbulent broadening

M. Godart, S. Simón‐Díaz+5 more|arXiv (Cornell University)|Aug 19, 2016

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 69被引用数 14

ひとこと要約

本論文は、更新された光学率モデルを用いて、質量星における高次数非球面振動モード（ℓ = 1–20）の新たな理論的不安定領域を提示し、κ-機構駆動の振動だけではO型星およびB型星における観測されたマクロタービュランス線幅拡大を説明できないことを示している。予測された不安定領域と高-v_mac 星との不一致は、特に初期主系列段階において追加の励起機構が必要であることを示唆している。

ABSTRACT

Asteroseismology is a powerful tool to access the internal structure of stars. Apart from the important impact of theoretical developments, progress in this field has been commonly associated with the analysis of time-resolved observations. Recently, the so-called macroturbulent broadening has been proposed to be a complementary and less expensive way -- in terms of observational time -- to investigate pulsations in massive stars. We assess to what extent this ubiquitous non-rotational broadening component shaping the line profiles of O stars and B supergiants is a spectroscopic signature of pulsation modes driven by a heat mechanism. We compute stellar main sequence and post-main sequence models from 3 to 70Msun with the ATON stellar evolution code and determine the instability domains for heat-driven modes for degrees l=1-20 using the adiabatic and non-adiabatic codes LOSC and MAD. We use the observational material presented in Simón-Díaz et al. (2016) to investigate possible correlations between the single snapshot line-broadening properties of a sample of ~260 O and B-type stars and their location inside/outside the various predicted instability domains. We present an homogeneous prediction for the non-radial instability domains of massive stars for degree l up to 20. We provide a global picture of what to expect from an observational point of view in terms of frequency range of excited modes, and investigate the behavior of the instabilities with stellar evolution and increasing degree of the mode. Furthermore, our pulsational stability analysis, once compared to the empirical results of Simón-Díaz et al. (2016), indicates that stellar oscillations originated by a heat mechanism can not explain alone the occurrence of the large non-rotational line-broadening component commonly detected in the O star and B supergiant domain.

研究の動機と目的

• 更新された光学率モデルを用いて、質量星における高次数非球面モード（ℓ = 1–20）の不安定領域を予測すること。
• κ-機構駆動の振動が、O型星およびB型星における観測されたマクロタービュランス線幅拡大を説明できるかどうかを評価すること。
• ヘーツブルンク＝ルス図上での不安定境界の進化、特にゼロ年齢主系列近辺の挙動を調査すること。
• 現在のモデルが観測された線幅分布を完全に説明できない要因を同定すること。
• 理論と観測を一致させるために、代替の励起機構およびモデル改善を提案すること。

提案手法

• 質量 3–70 M☉ の星のための星間物質進化モデルを、ATONコードを用いて計算し、主系列およびそれ以降の段階をカバーした。
• アディアバティックおよび非アディアバティックの振動解析を、LOS CおよびMADコードを用いて実施し、ℓ = 1 から 20 の不安定領域を特定した。
• 理論的不安定境界を、Simón-Díazら（2016）による観測的線幅拡大測定と比較し、O型星およびB型星のv_mac 値に注目した。
• 鉄の光学率バンプとκ-機構の役割を、さまざまな星の質量および進化段階で評価した。
• 特にニッケルやその他の金属による光学率変動への感受性をテストし、初期主系列段階における不安定性の増幅可能性を評価した。
• 線幅プロファイルの変動およびマクロタービュランス速度分布をモデル化し、観測された分光的特徴と整合性があるかどうかを評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 鉄の光学率バンプにおけるκ-機構駆動の振動が、O型星およびB型超巨星における観測されたマクロタービュランス線幅拡大を説明できるか？
• RQ2 質量星における高次数非球面モード（ℓ = 1–20）の不安定領域は、ヘーツブルンク＝ルス図上でどのように進化するか？
• RQ3 予測された不安定領域の外側に位置するにもかかわらず、一部のO型星およびB型星が高マクロタービュランス幅拡大を示すのはなぜか？
• RQ4 初期主系列段階の質量星における不安定性を説明するためには、光学率または励起機構にどのような修正が必要か？
• RQ5 現在のモデルは、進化した質量星における低周波数モードをどの程度説明できているか？

主な発見

• 本研究は、主系列およびそれ以降の進化をカバーする質量星における非球面モード（ℓ = 20 まで）の不安定領域について、包括的かつ一貫性のある予測を提供している。
• 12 M☉ 以上の星では、中間の対流領域を伴わないモデルにおいて、低周波数の不安定モードが出現し、ブリュント＝バイサーラ周波数における急峻な特徴と関連している。
• ℓ が増加するにつれて、低周波数モードの不安定領域の青端がゼロ年齢主系列に近づき、β Cephei の不安定帯と重複するようになる。
• ℓ = 1–20 のモードについて広範なモデリングを行ったが、予測された不安定領域は高-v_mac 星の分布と完全に一致せず、κ-機構だけでは観測されたマクロタービュランス幅拡大を説明できないことを示している。
• 不一致は、特に初期主系列段階において、乱流圧力の揺らぎやその他の非アディアバティック効果を含む追加の励起機構が作用している可能性を示唆している。
• 結果から、今後のモデルはニッケル由来の増幅光学率や代替駆動機構を組み込む必要があることが示唆され、質量星における観測された線幅拡大特性を再現できるようになる。