[논문 리뷰] On the evolutionary status of Be stars. I. Field Be stars near the Sun

J. Zorec, Y. Frémat외 1명|ArXiv.org|2005. 09. 06.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 51인용 수 56

한 줄 요약

이 연구는 태양 근처의 97개의 현장 Be 항성들을 도는 모델 대기와 진화 궤적을 사용하여 질량과 연령을 결정하기 위해 분석한다. 그 결과 Be 항성들은 전체 주계열 수명(0 ≤ τ/τ_MS ≤ 1)을 포함하며, 질량이 큰 항성들(M ≥ 12 M☉)은 질량이 작은 항성들보다 더 이른 진화 단계에서 Be 현상을 나타낸다. 이는 질량 손실 속도가 더 빠르고, 낮은 질량 항성들에서는 각운동량 수송 시간 스케일이 더 길기 때문에 발생할 가능성이 크다.

ABSTRACT

A sample of 97 galactic field Be stars were studied by taking into account the effects induced by the fast rotation on their fundamental parameters. All program stars were observed in the BCD spectrophotometric system in order to minimize the perturbations produced by the circumstellar environment on the spectral photospheric signatures. This is one of the first attempts at determining stellar masses and ages by simultaneously using model atmospheres and evolutionary tracks, both calculated for rotating objects. The stellar ages ($τ$) normalized to the respective inferred time that each rotating star can spend in the main sequence phase ($τ\_{ m MS}$) reveal a mass-dependent trend. This trend shows that: a) there are Be stars spread over the whole interval $0 \la τ/τ\_{ m MS} \la 1$ of the main sequence evolutionary phase; b) the distribution of points in the ($τ/τ\_{ m MS},M/M\_{\odot}$) diagram indicates that in massive stars ($M \ga 12M\_{\odot}$) the Be phenomenon is present at smaller $τ/τ\_{ m MS}$ age ratios than for less massive stars ($M \la 12M\_{\odot}$). This distribution can be due to: $i$) higher mass-loss rates in massive objets, which can act to reduce the surface fast rotation; $ii$) circulation time scales to transport angular momentum from the core to the surface, which are longer the lower the stellar mass.

연구 동기 및 목표

• 회전하는 별 모델을 사용하여 태양 근처의 현장 Be 항성들의 질량과 연령을 유도함으로써 그들의 진화 상태를 규명하는 것.
• Be 항성에서의 빠른 회전이 초기 성질인지, 아니면 주계열 진화 동안 획득된 것인지에 대한 애매함을 해결하는 것.
• 회전 효과, 질량 손실, 그리고 각운동량 수송이 주계열 전역에서 관측된 Be 항성의 분포를 어떻게 형성하는지 조사하는 것.
• 환성주위 환경에서의 복사 에너지가 스펙트럼 측정에 어떤 영향을 미치는지 평가하고, BCD 분광광도계수를 사용하여 이러한 교란을 최소화하는 것.
• 관측된 회전 속도 분포를 도는 별의 이론적 모델과 비교하여, 특히 임계 회전 한계에 중점을 두는 것.

제안 방법

• 환성주위 복사 효과로부터 분리된 광학적 스펙트럼 서명을 확보하기 위해 BCD 분광광도계수로 97개의 현장 Be 항성들을 관측함.
• 도는 별을 위한 모델 대기와 진화 궤적을 사용하여 질량 및 연령을 포함한 기본 매개변수를 유도함.
• 도는 회전에 의한 왜곡과 중력 어두움을 보정하기 위해 'pnrc'(부모 비도는 별)와 '평균' 표면 매개변수를 계산함.
• 이전 관측 데이터(Frémat 등, 2005)를 바탕으로 Be 항성들의 평균 도는 속도 비율 Ω/Ω_c = 0.88을 가정함.
• 다양한 질량 간 비교를 가능하게 하기 위해 항성 연령 τ를 주계열 수명 τ_MS로 정규화하여 τ/τ_MS 비율을 생성함.
• 다른 비균일 도는 회전 법칙(p = 0.4, 0.7, 1.0)에 대해 도는 운동 에너지 및 에너지 비율 계산(K(p)/K(0) 및 E(p))을 수행하여 도는 에너지 분포를 평가함.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 Be 항성들은 주계열 진화 단계의 전체 범위를 차지하는가, 아니면 특정 단계에 국한되어 있는가?
• RQ2 정규화된 연령 τ/τ_MS와 관련하여 항성 질량에 따라 Be 현상의 발생 빈도는 어떻게 변화하는가?
• RQ3 질량 손실과 각운동량 수송은 주계열 전역에서 관측된 Be 항성의 분포에 어떤 역할을 하는가?
• RQ4 관측된 도는 속도와 스펙트럼 특성은 비균일 도는 회전을 가진 도는 별의 모델로 설명될 수 있는가?
• RQ5 Be 현상은 주계열의 이른 단계인지 늦은 단계인지 더 자주 발생하는가, 그리고 이는 항성 질량에 따라 어떻게 달라지는가?

주요 결과

• Be 항성들은 주계열 진화 단계 전체에 걸쳐 분포되어 있으며, τ/τ_MS는 0에서 1 사이로 변동하여 특정 진화 단계에 국한되어 있지 않음을 나타낸다.
• 질량이 큰 Be 항성들(M ≥ 12 M☉)은 질량이 작은 항성들(M < 12 M☉)보다 훨씬 낮은 τ/τ_MS 비율(주계열의 이른 단계)에서 Be 현상을 나타낸다.
• 질량이 큰 항성에서 이른 시기에 Be 현상이 나타나는 것은 높은 질량 손실 속도로 인해 표면 도는 속도가 감소하고 임계 도는 속도에 도달하는 데 소요되는 시간이 짧아지기 때문이다.
• 낮은 질량 항성에서는 중심에서 표면으로 각운동량을 수송하는 순환 흐름의 시간 스케일이 길어, 임계 도는 속도에 도달하고 Be 현상이 나타나는 것이 지연된다.
• 도는 운동 에너지 비율은 비균일 도는 회전이 조용한 모델에 비해 조건이 약간만 다르게(p = 0.4)도는 운동 에너지를 52% 증가시키고, 에너지 비율 E(p)를 44% 증가시킨다.
• p = 0.7(대부분의 대류 영역에 해당)일 경우, 에너지 비율 E(p)는 0.026에 도달하여 임계 강체 도는 별의 약 두 배에 가까운 수준이며, 이는 내부 에너지 재분배가 상당히 일어나고 있음을 시사한다.