[논문 리뷰] Grids of stellar models with rotation - I. Models from 0.8 to 120 Msun at solar metallicity (Z = 0.014)

Sylvia Ekström, C. Georgy외 10명|arXiv (Cornell University)|2011. 10. 23.

Stellar, planetary, and galactic studies인용 수 801

한 줄 요약

이 논문은 태양 금속성(Z = 0.014)에서 질량 0.8에서 120 M☉까지의 균일한 격자형 도는 별 진화 모델을 제시한다. 이 모델들은 업데이트된 투과도, 핵반응 속도, 질량 손실 규정을 포함하며, 에딩턴 한계와 임계 속도 한계를 고려한다. 주요 결과는 15–20 M☉ 이상의 별들이 도는 영향과 증가한 질량 손실 속도로 인해 적색 초거성 단계 동안 질량 손실이 강화되어 히츠프룽-루셀도표의 파란 영역으로 다시 진화한다는 것이다. 이는 파랑 초거성과 빨간 초거성의 비율을 크게 변화시키며, 월프-레이너 별 형성의 최소 질량을 낮춘다.

ABSTRACT

[abridged] Many topical astrophysical research areas, such as the properties of planet host stars, the nature of the progenitors of different types of supernovae and gamma ray bursts, and the evolution of galaxies, require complete and homogeneous sets of stellar models at different metallicities in order to be studied during the whole of cosmic history. We present here a first set of models for solar metallicity, where the effects of rotation are accounted for in a homogeneous way. We computed a grid of 48 different stellar evolutionary tracks, both rotating and non-rotating, at Z=0.014, spanning a wide mass range from 0.8 to 120 Msun. For each of the stellar masses considered, electronic tables provide data for 400 stages along the evolutionary track and at each stage, a set of 43 physical data are given. These grids thus provide an extensive and detailed data basis for comparisons with the observations. The rotating models start on the ZAMS with a rotation rate Vini/Vcrit=0.4. The evolution is computed until the end of the central carbon-burning phase, the early AGB phase, or the core helium-flash for, respectively, the massive, intermediate, and both low and very low mass stars. The initial abundances are those deduced by Asplund and collaborators, which best fit the observed abundances of massive stars in the solar neighbourhood. We update both the opacities and nuclear reaction rates, and introduce new prescriptions for the mass-loss rates as stars approach the Eddington and/or the critical velocity. We account for both atomic diffusion and magnetic braking in our low-mass star models. [...]

연구 동기 및 목표

• 은하계 진화 및 천체계합성 연구에 활용하기 위해 태양 금속성(Z = 0.014)에서 질량 0.8–120 M☉의 광범위한 질량 범위를 아우르는 도는 별과 비도는 별의 완전하고 균일한 진화 모델 세트를 제공하는 것.
• 업데이트된 투과도, 핵반응 속도, 질량 손실 규정을 통합하여 별 모델의 물리적 현실성을 향상시키며, 에딩턴 한계와 임계 속도 한계를 고려한다.
• 도는 영향이 별 진화에 끼치는 영향을 조사하기 위해 회전 혼합, 표면 성분 변화, 회전 속도 진화를 포함한다.
• 적색 초거성 단계 동안 증가한 질량 손실이 파랑 초거성 대 빨간 초거성 비율과 월프-레이너 별 형성에 필요한 최소 질량에 어떤 영향을 미치는지 탐구한다.
• 모델 격자와 등등온선을 CDS 및 제네바 관측소 데이터베이스를 통해 공개하여 광범위한 공동 사용을 가능하게 한다.

제안 방법

• Z = 0.014에서 질량 0.8에서 120 M☉까지의 48개 질량에 대해 도는 별과 비도는 별의 48개 진화 궤적을 계산하였으며, 각 궤적은 400개의 진화 단계를 포함한다.
• 초기 회전 속도를 주계열 별의 영초기 상태에서 임계 속도의 40%로 설정(υ_ini/υ_crit = 0.4)하였으며, 회전 혼합과 각운동량 수송을 일관되게 처리하였다.
• 아스플룬드 등(2005)의 태양 성분 조합에 기반한 업데이트된 투과도 표를 사용하였고, 재정비된 핵반응 속도를 적용하였다.
• 빛의 세기가 에딩턴 한계에 가까워지거나 임계 속도에 도달할 경우 질량 손실이 증가하는 새로운 질량 손실 규정을 도입하였으며, 특히 적색 초거성 단계에서 두드러진다.
• 저질량 모델(≤2 M☉)에는 원자 확산과 자기 브레이킹을 적용하였고, 중간 및 고질량 별에는 도는 혼합을 포함시켰다.
• 각 진화 단계당 43개의 물리적 양을 포함하는 전자 표를 생성하여 관측 결과와의 세밀한 비교와 등온선 피팅을 위한 내삽에 유용하게 하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 태양 금속성에서 질량 0.8에서 120 M☉의 별들이 도는 영향을 받을 경우 표면 성분, 회전 속도, 히츠프룽-루셀도표 위치에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 에딩턴 한계 조건에 의해 유도된 적색 초거성 단계 동안의 증가한 질량 손실이 파랑 초거성 대 빨간 초거성 비율에 얼마나 큰 영향을 미치는가?
• RQ3 단일 별이 월프-레이너 별로 진화하기 위해 필요한 최소 초기 질량은 얼마이며, 도는 영향이 이 임계값을 어떻게 변화시키는가?
• RQ4 특히 에딩턴 한계 근처에서의 업데이트된 질량 손실 규정은 핵 헬륨 연소 단계 이후의 고질량 별 진화에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 도는 별 모델이 관측된 주계열 폭, 표면 조성, 회전 속도를 동시에 재현할 수 있는가? 이는 과도한 초과혼합과 같은 임의의 매개변수에 의존하지 않는다.

주요 결과

• 도는 별 모델은 질량 범위 전반에서 관측된 주계열 폭, 표면 성분, 회전 속도 진화를 성공적으로 재현하며, 관측 결과와의 일관성을 위해 도는 혼합이 필수적임을 시사한다.
• 외부층에서 초에딩턴 빛의 세기로 인해 유도된 적색 초거성 단계 동안의 증가한 질량 손실로 인해 15–20 M☉ 이상의 별들이 중요한 수소 대류권을 잃고 히츠프룽-루셀도표의 파란 영역으로 다시 진화한다.
• 비도는 별 모델의 경우 파랑 초거성 대 빨간 초거성 수명 비율이 0.2(비도는 별, Schaller 등 1992)에서 20 M☉ 모델에서는 1.5로 증가하고, 25 M☉ 모델에서는 0.10에서 5.3로 증가하여 도는 영향이 파랑 초거성 우세성으로의 강한 이동을 나타낸다.
• 월프-레이너 별로 진화하기 위한 최소 초기 질량은 이전의 비도는 별 모델(Schaller 등 1992)에서 32 M☉에서 이 새로운 도는 별 모델에서는 20 M☉로 감소하였다. 이는 태양 금속성에서 관측된 월프-레이너 별 인구와 일치한다.
• 도는 별 모델에서 핵 헬륨 연소 단계 동안 히츠프룽-루셀도표의 파란 영역에서 더 큰 비율을 차지한다(Y ≲ 0.3–0.6). 이는 도는 혼합과 증가한 질량 손실의 공통적 영향로 인해 발생하며, 고질량 별의 진화 시간스케일과 최종 운명을 변화시킨다.
• 이 모델들은 단일 초기 회전 속도(υ_ini/υ_crit = 0.4)로 질량 범위 전반에서 여러 관측 제약 조건을 동시에 잘 재현하며, 모델 가정의 물리적 타당성을 뒷받침한다.