[논문 리뷰] Populations of rotating stars II. Rapid rotators and their link to Be-type stars

A. Granada, Sylvia Ekström외 5명|arXiv (Cornell University)|2013. 03. 10.

Stellar, planetary, and galactic studies인용 수 7

한 줄 요약

이 연구는 향상된 제네바 별진화 모델을 사용하여 임계 회전에 가까운 빠르게 회전하는 별을 조사하여, 이러한 별들이 질량 $9.4 \times 10^{-12}$에서 $1.4 \times 10^{-7}\,M_\odot$인 탈출 디스크를 형성하고, 확장 범위가 2000–6500\,$R_\odot$이며, 확산 시간 상수가 10–30년인 것으로 나타내어 관측된 베 스타 디스크와 일치하는 값을 보였다. 결과는 베 스타 형성에 대해 $T_{\text{eff}}$-의존적 임계값이 존재하며, 초기 빠른 회전에서 비롯된 별의 장기적인 회전 및 N/C 농도 증가 서명이 진화한 별들에서 유지됨을 지지한다.

ABSTRACT

Even though it is broadly accepted that single Be stars are rapidly rotating stars surrounded by a flat rotating circumstellar disk, there is still a debate about how fast these stars rotate and also about the mechanisms involved in the angular-momentum and mass input in the disk. We study the properties of stars that rotate near their critical-rotation rate and investigate the properties of the disks formed by equatorial mass ejections. We used the most recent Geneva stellar evolutionary tracks for rapidly rotating stars that reach the critical limit and used a simple model for the disk structure. We obtain that for a 9 Msun star at solar metallicity, the minimum average velocity during the Main Sequence phase to reach the critical velocity is around 330 km/s, whereas it would be 390 km/s at the metallicity of the Small Magellanic Cloud (SMC). Red giants or supergiants originating from very rapid rotators rotate six times faster and show N/C ratios three times higher than those originating from slowly rotating stars. This difference becomes stronger at lower metallicity. It might therefore be very interesting to study the red giants in clusters that show a large number of Be stars on the MS band. On the basis of our single-star models, we show that the observed Be-star fraction with cluster age is compatible with the existence of a temperature-dependent lower limit in the velocity rate required for a star to become a Be star. The mass, extension, and diffusion time of the disks produced when the star is losing mass at the critical velocity, obtained from simple parametrized expressions, are not too far from those estimated for disks around Be-type stars. At a given metallicity, the mass and the extension of the disk increase with the initial mass and with age on the MS phase. Denser disks are expected in low-metallicity regions.

연구 동기 및 목표

• 임계 속도에 가까운 회전하는 별의 특성과 그로 인한 탈출 디스크의 성질을 조사하기 위해.
• 초기 빠른 회전이 적색 거성과 같은 후기 단계에서의 별의 진화와 표면 조성에 미치는 영향를 평가하기 위해.
• 은하단에서 관측된 베 스타 비율이 베 현상 발생에 대해 온도 의존적 최소 회전 속도 기준과 일치하는지 테스트하기 위해.
• 임계 회전에서의 질량 손실을 단순 매개변수화 모델로 추정하여 디스크 질량, 크기, 진화 시간 상수를 추정하기 위해.
• 각운동량과 질량 손실이 베 스타에서의 디스크 형성과 장기적 변동성에 미치는 영향을 평가하기 위해.

제안 방법

• 표면 속도의 개선된 수치 처리, 별의 왜곡 및 각운동량 이동을 포함한 업데이트된 제네바 별진화 궤적을 활용하였다.
• -envelope의 각운동량과 내부와의 결합을 고려하여 총 각운동량 진화 추적의 정확도를 향상시켰다.
• 임계 회전에서의 적도 방향 질량 분출을 매개변수화 모델로 적용하여 디스크 질량, 확장 범위, 확산 시간 상수를 추정하였다.
• 다양한 초기 질량, 금속성, 주계열 연령에서 시간 평균 질량 손실률과 디스크 진화 시간 상수를 계산하였다.
• 라디오 및 H$\alpha$ 연구에서의 관측 제약 조건(베 스타 디스크 질량, 크기, 변동성 시간 상수)과 모델 예측을 비교하였다.
• 베 스타 형성에 대해 $T_{\text{eff}}$-의존적 임계값을 적용했을 때, 은하단에서 관측된 베 스타/(B+베 스타) 비율과의 일관성을 평가하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 태양 금속성과 SMC 금속성에서 9 $M_\odot$ 별이 임계 회전에 도달하기 위해 필요한 최소 평균 표면 속도는 얼마인가?
• RQ2 디스크 질량, 확장 범위, 확산 시간 상수는 초기 별 질량, 금속성, 주계열 연령에 따라 어떻게 달라지는가?
• RQ3 산발 은하단에서 관측된 베 스타 비율은 온도 의존적 임계 회전 속도 기준으로 설명될 수 있는가?
• RQ4 초기 빠른 회전의 서명이 적색 거성과 초거성과 같은 진화한 별들에서 얼마나 오랫동안 유지되는가?
• RQ5 예측된 디스크 특성은 라디오 및 H$\alpha$ 연구에서의 관측 추정치와 어떻게 비교되는가?

주요 결과

• 9 $M_\odot$ 별의 경우, 태양 금속성에서 임계 회전에 도달하기 위한 최소 평균 표면 속도는 약 330 km s$^{-1}$이며, SMC 금속성에서는 약 390 km s$^{-1}$이다.
• 초기 빠른 회전자에서 유래한 적색 거성과 초거성은 느린 회전자에서 유래한 별보다 약 6배 빠르게 회전하며, N/C 비율은 3배 높다. 이 차이는 금속성이 낮을수록 더 커진다.
• 임계 회전에서 형성된 디스크 질량은 $9.4 \times 10^{-12}$에서 $1.4 \times 10^{-7}\,M_\odot$($3 \times 10^{-6}$에서 $4.7 \times 10^{-2}$ 지구 질량)이며, 확장 범위는 2000에서 6500 $R_\odot$ 사이이며, 확산 시간 상수는 10–30년이다.
• 예측된 디스크 특성은 라디오 조사(예: Taylor et al. 1990; Clark et al. 1998) 및 H$\alpha$ 연구에서의 관측 추정치와 일치하며, 특히 파장이 길어질수록 더 잘 맞는다.
• 임계 회전 기간 동안의 시간 평균 질량 손실률은 $4 \times 10^{-13}$에서 $4 \times 10^{-9}\,M_\odot\,\text{yr}^{-1}$이며, 일부 관측 추정치보다 약 10배 낮지만, 피크순간 질량 손실률은 합리적으로 잘 일치한다.
• 모델은 베 현상에 대해 $T_{\text{eff}}$-의존적 하한선이 존재함을 지지하며, 은하단에서 관측된 베 스타/(B+베 스타) 비율은 이 임계값과 호환된다.