[論文レビュー] Very Massive Star Models: I. Impact of Rotation and Metallicity and Comparisons with Observations

S. Martinet, G. Meynet+3 more|arXiv (Cornell University)|Aug 31, 2023

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 3被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、Population IIIから太陽金属量までをカバーする非常に質量の大きな星（VMS）の包括的なモデルグリッドを提示している。GENECコードを用いて、更新された状態方程式を導入し、回転と金属量の効果を組み込んでいる。低金属量のVMSは回転に強く敏感であるのに対し、高金属量のモデルでは質量放出が支配的である。R136に類似した金属量（Z ≈ 0.006）の非回転またはゆっくり回転するVMSのみがペア生成不安定性超新星を生成可能であり、その結果、ブラックホール質量は60 M⊙未満に制限される。

ABSTRACT

In addition to being spectacular objects, Very Massive Stars (VMS) are suspected to have a tremendous impact on their environment and on the whole cosmic evolution. The nucleosynthesis both during their advanced stages and their final explosion may contribute greatly to the overall enrichment of the Universe. Their resulting supernovae are candidates for the most superluminous events and their extreme conditions also lead to very important radiative and mechanical feedback effects, from local to cosmic scale. We explore the impact of rotation and metallicity on the evolution of very massive stars across cosmic times. With the recent implementation of an equation of state in the GENEC stellar evolution code, appropriate for describing the conditions in the central regions of very massive stars in the advanced phases, we present new results on VMS evolution from Population III to solar metallicity. Low metallicity VMS models are highly sensitive to rotation, while the evolution of higher metallicity models is dominated by mass loss effects. The mass loss affects strongly their surface velocity evolution, breaking quickly at high metallicity while reaching the critical velocity for low metallicity models. The comparison to observed VMS in the LMC shows that the mass loss prescriptions used for these models are compatible with observed mass loss rates. In our framework for modelling rotation, our models of VMS need a high initial velocity to reproduce the observed surface velocities. The surface enrichment of these VMS is difficult to explain with only one initial composition, and could suggest multiple populations in the R136 cluster. At a metallicity typical of R136, only our non- or slowly rotating VMS models may produce Pair Instability supernovae. The most massive black holes that can be formed are less massive than about 60 M$_\odot$.

研究の動機と目的

• 非常に質量の大きな星（VMS）の進化に及ぼす回転と金属量の影響を調査すること。
• 質量放出と回転混合がVMSの表面速度の進化と表面の元素豊度に与える影響を評価すること。
• R136星団における観測されたVMSとモデル予測を比較すること。
• VMSがペア生成不安定性超新星を生成する条件と、形成されるブラックホール質量の最大値を特定すること。
• 現在の質量放出のパラメータ化が、金属量にわたる観測されたVMSの性質をどれだけ正確に再現できるかを評価すること。

提案手法

• GENEC星間進化コードを用い、新しい実装された状態方程式を導入して、VMSの高度な進化段階をモデル化した。
• 初期質量が100から500 M⊙の範囲で、金属量がZ=0（Population III）からZ=0.02（太陽金属量）までのVMSモデルのグリッドを生成した。
• 回転を回転混合と角運動量輸送を介して組み込み、初期回転速度は最大400 km/sまでとした。
• 金属量に応じた更新された質量放出パラメータを適用し、ライン駆動風およびEddington限界付近の効果を含めた。
• 特にヘリウム燃焼の終了時の炭素酸化物コア質量の進化を追跡し、最終的な運命（例：ペア生成不安定性超新星）を評価した。
• 状態方程式を用いて、星の内部コア内でのペア生成と不安定性の条件をモデル化した。

Figure 1: HRD of the non-rotating (solid lines) and rotating at V/V c =0.4 (dashed lines) models at Z=0.014 (solar) and Z=0.006 (LMC). The top/middle/bottom row shows model with initial masses of 180/250/300M ☉ . The tracks are color-coded according to their mass loss rates. The beginning and the en

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 低金属量における回転は、非常に質量の大きな星の進化と表面的性質にどのように影響を与えるか？
• RQ2 高金属量のVMSでは、質量放出率が回転効果をどれほど上回るのか？
• RQ3 現在の質量放出パラメータ化は、R136星団に見られるようなVMSの観測された質量放出率を再現できるか？
• RQ4 観測された表面速度と一致させるために、どの程度の初期回転速度が必要か？
• RQ5 どのような条件下でVMSがペア生成不安定性超新星を生成可能となり、形成されるブラックホール質量の最大値は何か？

主な発見

• 低金属量のVMSモデルは回転に強く敏感であり、弱い質量放出のため、表面速度が臨界値に達する。
• 高金属量のVMS進化は質量放出によって支配的であり、表面速度が急速に低下し、回転効果が制限される。
• R136星団の観測されたVMSは、それらの表面速度をモデルで再現するためには、初期回転速度が400 km/sに達する必要がある。
• R136のVMSにおける表面の元素豊度の上昇は、単一の初期組成では説明しがたく、複数の星族や複雑な相互作用を示唆している。
• R136に類似した金属量（Z ≈ 0.006）の非回転またはゆっくり回転するVMSのみがペア生成不安定性超新星を生成可能である。
• VMSから形成される最も質量の大きなブラックホールは、主にペア生成不安定性と質量放出の効果により、60 M⊙未満に制限される。

Figure 2: HRD for 180M ☉ non-rotating models at Z=0.014, Z=0.006, Z=10 -5 and Z=0. The tracks are color-coded according to their current total mass. The MS of the models at Z=0.014, Z=0.006, Z=10 -5 are plotted in dashed grey in the lower right panel for comparison.