[논문 리뷰] Grids of stellar models with rotation II. WR populations and supernovae/GRB progenitors at Z = 0.014

C. Georgy, Sylvia Ekström외 6명|arXiv (Cornell University)|2012. 03. 23.

Gamma-ray bursts and supernovae참고 문헌 3인용 수 3

한 줄 요약

이 연구는 태양 금속성(Z = 0.014)에서 회전하는 단일 별 별 모형의 새로운 격자를 사용하여 월프-레이너(Wolf-Rayet, WR) 별 집단과 핵붕괴 초신성(SN) 원천을 조사한다. 연구 결과, 회전이 단일 별 채널을 통해 형성되는 WR 별 비율과 Ibc형 초신성 비율을 증가시키며, 특히 비틀림 모형이 SN 2008ax의 관측 결과와 잘 맞고, 약 17 M⊙ 이상의 질량을 가진 II-P형 초신성 원천의 부재와도 잘 부합됨을 확인한다.

ABSTRACT

We used a recent grid of stellar models computed with and without rotation to make predictions concerning the WR populations and the frequency of different types of core-collapse SNe. Current rotating models were checked to provide good fits to the following features: solar luminosity and radius at the solar age, main-sequence width, red-giant and red-supergiant (RSG) positions in the HRD, surface abundances, and rotational velocities. Rotating stellar models predict that about half of the observed WR stars and at least half of the type Ibc SNe may be produced through the single-star evolution channel. Rotation increases the duration of the WNL and WNC phases, while reducing those of the WNE and WC phases, as was already shown in previous works. Rotation increases the frequency of type Ic SNe. The upper mass limit for type II-P SNe is \sim 19.0 MSun for the non rotating models and \sim 16.8 MSun for the rotating ones. Both values agree with observations. Moreover, present rotating models provide a very good fit to the progenitor of SN 2008ax. We discuss future directions of research for further improving the agreement between the models and the observations. We conclude that the mass-loss rates in the WNL and RSG phases are probably underestimated at present. We show that up to an initial mass of 40 M\odot, a surface magnetic field inferior to about 200 G may be sufficient to produce some braking. Much lower values are needed at the red supergiant stage. We suggest that the presence/absence of any magnetic braking effect may play a key role in questions regarding rotation rates of young pulsars and the evolution leading to LGRBs.

연구 동기 및 목표

• 태양 금속성에서 회전이 WR 별 집단과 핵붕괴 초신성 원천 분포에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 관측된 WR 별과 Ibc형 초신성에 대한 단일 별 진화 기여도를 평가하기 위해.
• 단일 별 시나리오에서 콜라프서 또는 장수 방사선 터널(장수 감마선 폭발, LGRB) 원천이 되는 조건을 조사하기 위해.
• 모형과 관측 간 괴리점을 식별하고 질량 손실률 규정 및 자기 브레이킹의 진화 경로에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 내부 결합 강도가 LGRB 형성의 금속성 의존성에 미치는 영향을 탐색하기 위해.

제안 방법

• 회전 여부에 따라 계산된 단일 별 진화 모형 격자를 활용하며, 이는 회전 혼합과 질량 손실를 포함한다.
• 핵심 관측 제약 조건에 따라 모형을 校정: 태양의 빛의 강도와 반지름, 주계열의 너비, HR도에서의 적색 거대성 및 적색 거대성 별의 위치, 표면 성분 비율, 그리고 회전 속도.
• WNL 및 적색 거대성 별(RSG) 단계에 대한 업데이트된 질량 손실율을 적용하며, 최근 Gr"afener & Hamann (2008)의 규정을 포함한다.
• WNL, WNE, WNC 및 WC 단계를 거쳐 진화 경로를 추적하여 각 단계의 지속 기간과 집단 비율을 결정한다.
• 특히 RSG 및 WR 단계에서 각운동량 손실에 영향을 미치는 표면 자기 브레이킹의 영향을 평가한다.
• 내부 결합(강체 회전 대 비균일 회전)의 역할이 LGRB 형성의 금속성 의존성에 미치는 영향을 평가한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 회전하는 단일 별 모형이 태양 금속성에서 관측된 WR 별 집단과 Ibc형 초신성 비율을 어느 정도 잘 재현할 수 있는가?
• RQ2 회전이 거대 별에서 WNL, WNE, WNC 및 WC 단계의 상대적 지속 기간에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 어느 초기 질량 범위에서 회전 모형이 II-P형 초신성 원천을 생성하며, 이는 관측 결과와 어떻게 비교되는가?
• RQ4 단일 별 시나리오에서 별이 콜라프서 또는 LGRB 원천이 되기 위한 조건은 무엇인가?
• RQ5 표면 자기장과 내부 결합은 거대 별의 진화와 각운동량 손실에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 회전 모형은 태양 금속성에서 관측된 약 60%의 WR 별이 단일 별 진화 채널을 통해 기인한다고 예측한다.
• 모형에 따르면 최소 50%의 Ibc형 초신성은 단일 별 채널을 통해 형성된 것으로 일치한다.
• 회전 모형에서 II-P형 초신성 원천의 상한 질량은 약 16.8 M⊙이며, 비회전 모형에서는 약 19.0 M⊙이다. 둘 다 관측 결과와 양호하게 일치한다.
• 회전 모형은 SN 2008ax의 원천과 뛰어난 일치를 보이며, 이는 저광도이자 낙관적인 별로서 거대한 WR 별에 부합한다.
• 현재의 WNL 질량 손실율은 과소평가되었을 가능성이 있으며, 이는 WNL 단계 지속 기간이 과대평가되고 WNE/WC 단계 지속 기간이 과소평가되게 한다는 것을 시사한다.
• 약 200 G 이하의 표면 자기장이 WNL 단계에서 자기 브레이킹을 유도하는 데 충분할 수 있으며, 적색 거대성 단계에서는 더 낮은 값이 필요할 것으로 나타나, 자기 브레이킹이 각운동량 진화에서 핵심적인 역할을 한다는 것을 시사한다.