[論文レビュー] The Quintuplet Cluster II. Analysis of the WN stars

A. Liermann, W.‐R. Hamann+3 more|arXiv (Cornell University)|Nov 26, 2010

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 45被引用数 26

ひとこと要約

本研究では、キリツプルト星団の4つのWN9h星と1つの候補星（LHO 110）を、Kバンドの積分場分光法とポツダム・ウォルフ・レイター（PoWR）モデルを用いて、星のパラメータを導出する。星たちは非常に高光度（log(L/L☉) > 6.0）であり、効果的温度は25–35 kK、顕著な水素含有量（質量比で最大45%）を示し、初期質量は60 M☉を超える。これらはまだ核水素燃焼中とみられ、年齢は2.4–3.6百万年、平均減光量はA_K = 3.1 ± 0.5 magである。

ABSTRACT

Based on $K$-band integral-field spectroscopy, we analyze four Wolf-Rayet stars of the nitrogen sequence (WN) found in the inner part of the Quintuplet cluster. All WN stars (WR102d, WR102i, WR102hb, and WR102ea) are of spectral subtype WN9h. One further star, LHO110, is included in the analysis which has been classified as Of/WN? previously but turns out to be most likely a WN9h star as well. The Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) models for expanding atmospheres are used to derive the fundamental stellar and wind parameters. The stars turn out to be very luminous, $\log{(L/L_\odot)} > 6.0$, with relatively low stellar temperatures, $T_* \approx$ 25--35\,kK. Their stellar winds contain a significant fraction of hydrogen, up to $X_\mathrm{H} \sim 0.45$ (by mass). We discuss the position of the Galactic center WN stars in the Hertzsprung-Russell diagram and find that they form a distinct group. In this respect, the Quintuplet WN stars are similar to late-type WN stars found in the Arches cluster and elsewhere in the Galaxy. Comparison with stellar evolutionary models reveals that the Quintuplet WN stars should have been initially more massive than 60\,$M_\odot$. They are about 2.1 to 3.6\,Million years old, and might still be central hydrogen burning objects. The analysis of the spectral energy distributions of the program stars results in a mean extinction of $A_K = 3.1 \pm 0.5$\,mag ($A_V = 27 \pm 4$\,mag) towards the Quintuplet cluster.

研究の動機と目的

• 高分解能Kバンド分光法を用いて、キリツプルト星団のWN星の基本的星像および風のパラメータを特定すること。
• 理論的モデルとの比較を通じて、これらの質量星の進化状態および初期質量を評価すること。
• スペクトルエネルギー分布解析を用いて、キリツプルト星団への星間減光を推定すること。
• 銀河中心部のWN星が、ヘルツシュプルング＝ラッセル図において特徴的な進化的グループを形成しているかどうかを検討すること。
• 回転および質量損失が、銀河で最も質量の大きな星の進化に果たす役割を評価すること。

提案手法

• キリツプルト星団の内部領域に対して、ESO VLTのSINFONI装置を用いてKバンドの積分場分光法を取得した。
• 拡張大気を想定したカスタマイズされたポツダム・ウォルフ・レイター（PoWR）モデルを用いて、スペクトルフィッティングを実施し、星のパラメータを導出した。
• スペクトルフィットから星の全光度、効果的温度、質量損失率、水素質量分率を導出した。
• 星間減光は、対象星のスペクトルエネルギー分布の解析によって推定した。
• 初期質量および年齢の推定には、Meynet & Maeder (2003)およびLanger et al. (1994)の進化軌道を用いた。
• 二重星または衝突風シナリオの評価のために、電波およびX線データを照合した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 キリツプルト星団のWN星の基本的星像および風のパラメータは何か？
• RQ2 キリツプルト星団のWN星は、ヘルツシュプルング＝ラッセル図において特徴的な進化的グループを形成しているか？
• RQ3 これらの質量星の初期質量および現在の進化段階は何か？
• RQ4 キリツプルト星団への星間減光は、他の銀河中心領域と比較してどう異なるか？
• RQ5 観測された電波放射は、自由自由放射モデルを支持するか、あるいは二重星系を示唆するか？

主な発見

• 全4つのWN星（WR 102d, WR 102i, WR 102hb, WR 102ea）はWN9hに分類され、効果的温度は25–35 kK、全光度はlog(L/L☉) > 6.0である。
• 星たちは最大で質量比45%の水素を含んでおり、水素豊富で、まだ核水素燃焼中であると考えられる。
• 初期質量は60 M☉を超えると推定され、そのうち2つの星（WR 102hbおよびWR 102ea）は150 M☉を超える可能性がある。
• 星たちは2.4–3.6百万年と推定され、核水素燃焼が継続中であることに整合的である。
• キリツプルト星団への平均減光量はA_K = 3.1 ± 0.5 mag（A_V = 27 ± 4 mag）である。
• WR 102dおよびWR 102eaの電波放射は、星風からの自由自由放射と整合的であるが、LHO 110は過剰放射を示しており、衝突風連星系の可能性を示唆している。