[논문 리뷰] Effects of Helium Enrichment in Globular Clusters I.Theoretical Plane with PGPUC stellar evolution code

A. A. R. Valcarce, M. Catelan외 1명|2012. 08. 25.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 143인용 수 33

한 줄 요약

이 논문은 PGPUC 별진화 코드를 사용하여 구형성운의 이론적 진화 궤적, 등등위선, 그리고 영초수평지점(ZAHB) 궤적을 제시한다. 헬륨 농도(Y = 0.230–0.370)와 중성도(Z = 1.60×10⁻⁴ to 1.57×10⁻²)를 체계적으로 변화시켜 분석하였다. 헬륨 농도 증가로 주계열, 준거성운가지기, 적색거성가지기에서 관측 가능한 분할이 발생하며, 주요 진화 단계에서 밝기와 온도에 명확한 영향을 미친다. 이는 색-등급도도를 통해 初기 헬륨 농도를 추론할 수 있는 틀을 제공한다.

ABSTRACT

Recently, the study of globular cluster (GC) CMDs has shown that some of them harbor multiple populations with different chemical compositions and/or ages. In the first case, the most common candidate is a spread in the initial helium abundance, but this quantity is difficult to determine spectroscopically due to the fact that helium absorption lines are not present in cooler stars, whereas for hotter GC stars gravitational settling of helium becomes important. As a consequence, indirect methods to determine the initial Y among populations are necessary. For that reason, in this series of papers, we investigate the effects of a Y enrichment in populations covering the range of GC metallicities. In this first paper, we present the theoretical evolutionary tracks, isochrones, and ZAHB loci calculated with the Princeton-Goddard-PUC (PGPUC) stellar evolutionary code, which has been updated with the most recent input physics and compared with other theoretical databases. The chemical composition grid covers 9 Z ranging from Z=1.60x10^-4 to 1.57x10^-2, 7 Y from Y=0.230 to 0.370, and an alpha-element enhancement of [alpha/Fe]=0.3. The effects of different helium abundances that can be observed in isochrones are: splits in the MS, differences in the L and Teff of the turn off point, splits in the SGB being more prominent for lower ages or higher metallicities, splits in the lower red giant branch being more prominent for higher ages or higher metallicities, differences in L of the RGB bump (with small changes in Teff), and differences in L at the RGB tip. At the ZAHB, when Y is increased there is an increase of L for low Teff, which is affected in different degrees depending on the age of the GC being studied. Finally, the ZAHB morphology distribution depending on the age explains how for higher GC metallicities a population with higher helium abundance could be hidden at the red ZAHB locus.

연구 동기 및 목표

• 다양한 중성도와 헬륨 농도 범위에서 구형성운 내 별진화에 대한 헬륨 농도 증가의 영향을 모델링하기.
• 다중 인구를 가진 구형성운의 관측된 색-등급도도를 해석하기 위한 이론적 기초를 제공하기.
• 냉각성별에서 스펙트럼 측정의 한계로 인해 초기 헬륨 농도를 간접적으로 추론하는 데 도전하는 문제를 해결하기.
• 인구 합성 및 성운 연령/중성도 분석에 활용할 수 있는 포괄적인 진화 궤적과 등등위선 그리드를 개발하기.
• 헬륨 농도 변화가 수평지점 및 기타 진화 단계에서 관측된 형태적 차이를 어떻게 설명할 수 있는지 설명하기.

제안 방법

• 신규로 업데이트된 물리 입력을 포함한 PGPUC 별진화 코드를 사용하여, 체계적이고 정밀한 계산을 수행하였다. 이는 체계적이고 정밀한 계산을 위해 투과도 표, 상태방정식, 에너지 생성률을 포함한다.
• 7개의 질량(0.5–1.1 M☉), 9개의 중성도(Z = 1.60×10⁻⁴ to 1.57×10⁻²), 7개의 헬륨 농도(Y = 0.230 to 0.370)를 포함하는 진화 궤적 그리드를 생성하였으며, [α/Fe] = 0.3으로 설정하였다.
• 특정 진화 단계(Epoch of Evolutionary Phase, EEP)에서의 진화 궤적 간 선형 보간을 적용하여, 임의의 질량, 중성도, 헬륨 농도에 대해 연속적인 궤적을 구축하였다.
• 등가 ZAHB 점(Equivalent ZAHB Points, EZAHBPs)을 사용하여 ZAHB 궤적을 보간하였으며, 대류 캡슐이 있는지 여부에 따라 별을 구분하였다.
• 지정된 연령에서 보간된 궤적을 조합하여 등등위선을 계산하였으며, 이는 관측된 색-등급도도와의 비교를 가능하게 하였다.
• 보간 방법의 정확성을 검증하기 위해 보간된 궤적과 ZAHB 궤적을 원본 모델과 비교하였으며, 전체 매개변수 공간에서 높은 정확도를 확보하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 초기 헬륨 농도 증가가 구형성운 색-등급도도에서 주계열의 형태에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 헬륨 농도 증가가 등등위선에서 전환점의 밝기와 효율 온도에 미치는 관측 가능한 영향은 무엇인가?
• RQ3 준거성운가지기 및 적색거성가지기의 분할은 헬륨 농도, 중성도, 성운 연령에 따라 어떻게 달라지는가?
• RQ4 헬륨 농도 변화가 RGB 복두점과 RGB 끝점의 위치와 밝기에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 헬륨 농도 증가가 특히 성운 중성도와 연령과 관련하여 영초수평지점(ZAHB) 형태에 어떻게 영향을 미치는가?

주요 결과

• 헬륨 농도 증가로 인해 주계열에 명확한 분할이 발생하며, 특히 높은 중성도 또는 더 어린 성운에서 두드러진다.
• 전환점의 밝기는 헬륨 농도 증가에 따라 증가하지만, 효율 온도는 중성도와 연령에 따라 중간 정도의 이동을 보이며, 이는 주로 중성도와 연령의 영향을 받는다.
• 준거성운가지기 분할은 나이가 낮거나 중성도가 높을수록 더 두드러지며, 높은 헬륨 농도에서 이 효과가 더욱 강화된다.
• 적색거성가지기 분할은 중성도가 높거나 나이가 많을수록 더 명확해지며, 헬륨 농도가 증가할수록 밝기의 차이가 커진다.
• RGB 복두점의 밝기는 헬륨 농도 증가에 따라 증가하지만, 효율 온도는 거의 일정하게 유지되어, 복두점의 위치가 RGB를 따라 이동함을 시사한다.
• RGB 끝점에서는 헬륨 농도 증가에 따라 밝기가 증가하며, ZAHB 형태는 높은 헬륨 농도를 가진 별들이 특히 중성도가 높은 성운에서 빨간쪽 끝에 더 많이 분포함에 따라 이동한다.