[논문 리뷰] Nitrogen line spectroscopy in O-stars -- II. Surface nitrogen abundances for O-stars in the Large Magellanic Cloud

J. G. Rivero González, J. Puls외 2명|arXiv (Cornell University)|2011. 10. 24.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 80인용 수 62

한 줄 요약

이 연구는 대마젤란은하의 20개의 O형 항성과 5개의 B형 항성에 대해 N iv λ4058 선 스펙트로스코피와 비선형상태(NLTE) 대기 모델링을 이용하여 질소 농도를 측정한다. 대부분의 O형 항성에서 강한 질소 농축이 관측되었으며, 헬륨 농도와 명백한 상관관계가 있으며, 낮은 회전 속도에서도 효율적인 혼합이 일어나는 것으로 나타나, 기존의 회전 혼합 모델에 도전하며, 대규모 항성에서 초기 단계 혼합이 일어나는 것을 지지한다.

ABSTRACT

This is the second paper in a series aiming at the analysis of nitrogen abundances in O-type stars, to enable further constraints on the early evolution of massive stars. We investigate the NIV lambda4058 emission line formation, provide nitrogen abundances for a substantial O-star sample in the LMC, and compare our findings with recent predictions from stellar evolutionary models. Stellar and wind parameters are determined by line profile fitting of hydrogen, helium and nitrogen lines, based on synthetic spectra calculated by FASTWIND. We derive nitrogen abundances for 20 O- and 5 B-stars, by analyzing all nitrogen lines present in the available optical spectra. The dominating process responsible for emission at NIV lambda4058 in O-stars is the strong depopulation of the lower level of the transition, which increases as a function of Mdot. Unlike the NIII triplet emission, resonance lines do not play a role for typical mass-loss rates and below. The bulk of our sample O-stars seems to be strongly nitrogen-enriched, and a clear correlation of nitrogen and helium enrichment is found. By comparing the nitrogen abundances as a function of vsini ('Hunter-plot') with tailored evolutionary calculations, we identify a considerable number of highly enriched objects at low rotation. Due to the low initial abundance, the detection of strong Nitrogen enrichment in the bulk of O-stars indicates that efficient mixing takes place already during the very early phases of stellar evolution of LMC O-stars.

연구 동기 및 목표

• 대마젤란은하(LMC)의 O형 항성에서 표면 질소 농도를 측정하기 위해, 기초 질소 농도가 낮기 때문에 농축의 명확한 탐지가 가능하도록 한다.
• N iv λ4058 방출선 형성 메커니즘을 조사하며, 특히 풍속 효과로 인한 저에너지 준위의 비활성화가 어떤 역할을 하는지 분석한다.
• 항성의 회전 속도(v sin i)와 풍속 매개변수와의 비교를 통해 대규모 항성 진화 이론에서의 회전 혼합 예측을 검증한다.
• VLT-FLAMES 조사에서 B형 항성에 얻은 결과를 O형 항성으로 확장하여, 수명이 짧아 초기 진화 단계 혼합을 더 엄격히 제약하는 데 기여한다.
• 특히 O/B형 항성 전이 영역에서 다양한 스펙트럼 유형과 분석 방법 간 질소 농도 결정의 일관성을 평가한다.

제안 방법

• 수동적인 '눈으로 맞추기' 방식을 통해 수소, 헬륨, 질소 선 프로파일을 분석하여 항성 및 풍속 매개변수(T_eff, log g, v sin i, v_mic, v_mac, dot{M})를 유도하였으며, 이온화 평형 조건을 적용하였다.
• 최근 개발된 질소 모델 원자를 사용하여 fastwind 코드를 이용해 비선형상태(NLTE) 합성 스펙트럼을 계산하여, 고온의 대규모 항성에서 선 형성의 정확한 시뮬레이션을 수행하였다.
• 관측 가능한 질소 선들(N iii, N iv, N v)의 모든 선을 일치시키기 위해 질소 농도를 조정하여 질소 농도를 결정하였으며, 일부 케이스에서는 곡선의 성장 분석을 사용하였다.
• N iv λ4058 방출선 형성 분석 결과, 그 강도는 주로 저에너지 준위의 강한 비활성화에 의해 결정되며, 질량 손실률(dot{M})이 증가할수록 이 비활성화가 강화됨을 밝혀냈다.
• 관측된 질소 농도와 맞춤형 진화 모델 간 비교를 통해, 특히 v sin i 대 [N] 다이어그램('Hunter-plots')을 활용하였다.
• 이전 연구(Hunter et al. 2007, Mok07 등)와의 일관성을 확보하기 위해, 신뢰할 수 있는 농도 유도를 위해 항성 매개변수를 조정하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 O형 항성에서 N iv λ4058 방출선 형성의 주요 물리적 메커니즘은 무엇인가?
• RQ2 대마젤란은하의 O형 항성들은 어느 정도 질소 농축되어 있으며, 이 농축은 회전 속도와 헬륨 농도와 어떻게 상관관계가 있는가?
• RQ3 유도된 질소 농도는 특히 낮은 회전 속도이지만 고도로 농축된 항성의 맥락에서, 회전 혼합 모델의 예측과 어떻게 비교되는가?
• RQ4 동일한 분석 프레임워크를 사용할 때, O형 항성과 B형 항성 간에 일관된 질소 농도를 도출할 수 있는가?
• RQ5 관측된 질소 농도는 대규모 항성의 초기 진화 단계에서 혼합 과정의 시기와 효율성에 대해 어떤 함의를 갖는가?

주요 결과

• N iv λ4058 방출선은 주로 저에너지 준위의 강한 비활성화에 의해 형성되며, 질량 손실률(dot{M})이 증가함에 따라 이 비활성화가 강화되며, 공명 선 흡수에 의한 형성과는 다름을 밝혀냈다.
• 분석된 O형 항성 중 대부분(20개)이 강한 질소 농축을 보이며, [N] 값은 7.5에서 8.1 사이이며, 5개의 항성은 [N] = 8.17에서 8.5 사이의 극도로 농축된 상태를 보였다.
• 질소와 헬륨 표면 농도 간에 명백한 상관관계가 존재하여, 표면 농축 과정이 함께 진화함을 시사한다.
• 낮은 회전 속도(v sin i)에서 고도로 질소 농축된 항성의 수가 상당히 많아, 빠른 회전이 없이도 농축이 일어나는 것으로 예측하는 기존의 회전 혼합 모델에 도전한다.
• 관측된 질소 농도는 이전 연구에서의 B형 항성 영역과 일관되며, 차이가 0.1–0.3 dex 이내로, 주로 향상된 항성 매개변수로 인한 것이다.
• LMC의 초기 질소 농도([N] = 6.9)가 낮기 때문에, 대부분의 O형 항성이 관측한 강한 농축은 항성 진화의 매우 초기 단계에서 효율적인 혼합이 일어났음을 강력히 시사한다.