[論文レビュー] White Dwarf cooling Sequences, II: luminosity functions

P. G. Prada Moroni, O. Straniero|ArXiv.org|Feb 15, 2007

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 56被引用数 14

ひとこと要約

この論文は、白色矮星（WD）冷却モデルが古く、恒星系における宇宙時計としての正確性を、導電性透明度、炭素酸化物コア濃度、初期質量から最終質量への関係という異なる仮定の下での輝度関数（LF）の分析を通じて評価する。導電性透明度は年齢推定値に約10%の不確実性をもたらし、炭素濃度は5%未満、初期質量から最終質量への関係は最大で8%の年齢不確実性を引き起こすが、IMF（初期質量関数）はLFのピーク位置にほとんど影響しない。

ABSTRACT

Given the importance of white dwarfs (WDs) in many fields of modern astrophysics, the precise knowledge of the actual degree of accuracy of the associated theoretical predictions is a primary task. In the first paper of a series dedicated to the modeling of WD structure and evolution we discussed the limits of the available theoretical studies of cooling sequences. In the present work we extend this analysis to isochrones and luminosity functions of WDs belonging to old stellar systems, like globular or old disk clusters. The discussion is focused on the most common DA, those with a CO core and an H-rich envelope. We discuss, in particular, the variation of the age derived from the observed WD sequence caused by different assumptions about the conductive opacity as well as that induced by changing the carbon abundance in the core. The former causes a global uncertainty of the order of 10% and the latter of about 5%. We discuss different choices of the initial-to-final mass relation, which induces an uncertainty of 8% on the GC age estimate.

研究の動機と目的

• 古く、恒星系（例えば球状星団など）における白色矮星冷却モデルが宇宙時計としての信頼性を評価すること。
• 理論的入力物理の変動に起因する白色矮星の輝度関数から導かれる年齢推定値の不確実性を定量化すること。
• 部分的に縮重したコアにおける導電性透明度、炭素酸化物濃度、初期質量から最終質量への関係が、輝度関数の形状とピーク位置に与える影響を評価すること。
• 初期質量関数（IMF）と金属量が、白色矮星の輝度関数から導かれる年齢に与える影響を特定すること。
• 球状星団における白色矮星ベースの年齢決定のための包括的な不確実性予算を提供すること。

提案手法

• 導電性透明度とコアのC/Oプロファイルを変化させた、質量0.5〜0.9 M☉の炭素酸化物白色矮星モデルのグリッドを計算した。
• HST/ACS透過関数を用いて、複数のフィルタ（U、B、V、I）における白色矮星等時曲線と輝度関数（LF）を生成した。
• 初期質量から最終質量への関係に関する異なる処方（経験的：Weidemann、準経験的：Girardiら、進化的：Hurleyら）を用いてLFを比較した。
• 初期質量関数（IMF）の勾配（α = 1、2.3、3）を変化させ、LFのピーク高さと位置に与える影響を評価した。
• 前身星の進化に、Reimersの質量損失（η=0.4）と経験的質量損失-周期関係を用いた前AGBおよび後AGBの星の進化モデルを用いた。
• Straniero らの完全な星の進化モデルから白色矮星の初期年齢を計算し、公表済みモデルとの一貫性を確認した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 部分的に縮重したコアにおける導電性透明度の不確実性が、白色矮星の輝度関数の形状と年齢推定値にどのように影響するか？
• RQ2 コアにおける炭素酸化物濃度の変動が、白色矮星の輝度関数から導かれる球状星団の年齢にどの程度影響を及えるか？
• RQ3 初期質量から最終質量への関係の異なる処方に対する白色矮星の輝度関数の感度はどの程度か？
• RQ4 初期質量関数（IMF）の勾配が、輝度関数ピークの位置と、結果として推定される集団の年齢に顕著な影響を及えるか？
• RQ5 前身星の金属量の変動が、白色矮星冷却シーケンスから導かれる年齢にどのように影響するか？

主な発見

• 部分的に縮重したコアにおける導電性透明度は、古く、恒星系における白色矮星の年齢推定値に約10%のグローバルな不確実性をもたらす。
• コアにおける炭素酸化物濃度の変動は、球状星団の推定年齢に5%未満の不確実性をもたらす。
• 初期質量から最終質量への関係は、採用する処方によって最大で8%の誤差を引き起こす主な不確実要因であり、球状星団の年齢推定値に影響を与える。
• 初期質量関数（IMF）の勾配は、輝度関数ピークの高さにしか影響しないが、ピークの位置には影響しないため、年齢決定にほとんど影響しない。
• 金属量を Z=0.0001 から Z=0.006 の範囲で変動させると、球状星団に適した範囲で約10%の年齢差が生じ、金属量に特化したモデリングが不可欠である。
• 著者らの初期-最終質量関係をWeidemannのものに置き換えると、輝度関数ピークが約0.1 mag（約0.3 Gyrに対応）シフトし、Girardi らの関係に置き換えると約0.3 mag（1 Gyrに対応）シフトする。