[논문 리뷰] Star formation with disc accretion and rotation I. Stars between 2 and 22 Msol at solar metallicity

L. Haemmerlé, P. Eggenberger외 3명|arXiv (Cornell University)|2013. 06. 25.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 28인용 수 15

한 줄 요약

이 연구는 태양 금속성에서 2–22 M⊙ 별의 주시퀀스 이전 진화를 냉각 디스크 붕괴와 자전을 고려하여 모델링하여, 별들이 얕은 내부 자전 기울기를 가짐을 보여주며, 핵심은 표면보다 20–80% 더 빠르게 회전함을 확인함. 특히 질량이 큰 별들(M > 8 M⊙)은 표면 자전 속도에 상한선이 존재하며, 예를 들어 14 M⊙ 별의 경우 최대 약 45%의 임계 속도 이하로만 도달 가능함. 이는 빠르게 자전하는 별의 형성 경로를 제약함.

ABSTRACT

The way angular momentum is built up in stars during their formation process may have an impact on their further evolution. In the frame of the cold disc accretion scenario, we study for the first time how angular momentum builds up inside the star during its formation and what are the consequences for its evolution on the main sequence (MS). Computation begins from a hydrostatic core on the Hayashi line of 0.7 Msol at solar metallicity (Z=0.014) rotating as a solid body. Accretion rates depending on the luminosity of the accreting object are considered varying between 1.5e-5 and 1.7e-3 Msol/yr. The accreted matter is assumed to have an angular velocity equal to that of the outer layer of the accreting star. Models are computed for a mass-range on the zero-age main sequence (ZAMS) between 2 and 22 Msol. We study how the internal and surface velocities vary as a function of time during the accretion phase and the evolution towards the ZAMS. Stellar models, whose evolution has been followed along the pre-MS phase, are found to exhibit a shallow gradient of angular velocity on the ZAMS. Interestingly, for masses on the ZAMS larger than 8 Msol, there exists a maximum surface velocity that can be reached through the present scenario of formation. Typically, for 14 Msol models, only stars with surface velocities on the ZAMS lower than about 45% of the critical velocity can be formed. To reach higher velocities would require to start from cores rotating above the critical limit. We find that this upper velocity limit is smaller for higher masses. In contrast, below 8 Msol, there is no restriction and the whole domain of velocities, up to the critical one, can be reached.

연구 동기 및 목표

• 냉각 디스크 붕괴를 통한 별 형성 동안 각운동량가 어떻게 축적되는지와 그가 초기 자전 프로파일에 미치는 영향을 조사하기 위해.
• 주시퀀스 이전의 붕괴 역사를 주시퀀스 진화, 특히 자전과 표면 농도에 어떤 영향을 미치는지 규명하기 위해.
• 냉각 디스크 붕괴를 통해 형성된 별에 대해 ZAMS에서 고체체 회전 가정이 타당한지 평가하기 위해.
• 냉각 디스크 붕괴 시나리오 하에서 질량이 큰 별(M > 8 M⊙)이 도달할 수 있는 표면 자전 속도의 물리적 한계를 규명하기 위해.

제안 방법

• 별 진화 모델은 태양 금속성(Z = 0.014)에서 0.7 M⊙의 수축 핵심이 하이라이 라인에 위치할 때 초기화된 제네바 별 진화 코드를 사용하여 계산됨.
• 붕괴 속도는 1.5 × 10⁻⁵에서 1.7 × 10⁻³ M⊙ yr⁻¹ 사이로 변화하며, 붕괴된 물질은 별 표면의 각속도와 일치함.
• 모델에는 헬륨-3, 리튬-6, 리튬-7의 핵반응이 포함되며, 에너지 생성은 1–2 × 10⁶ K에서 수소-비슷한 반응(D-연소)이 지배함.
• 대류권 내 혼합은 혼합길이 이론을 통해 처리되었으며, 디테륨의 확산 이동은 이론에서 유도된 계수를 사용함.
• 자전 프로파일은 ZAMS(중앙 수소 농도가 3‰ 감소할 때 정의됨)에 도달할 때까지 주시퀀스 이전 단계 전반에 걸쳐 추적됨.
• 붕괴 역사를 고려한 모델과 하이라이 라인에 초기화된 모델 또는 ZAMS에서 고체체 자전을 가정한 모델을 비교하여 형성 역사 의존성 평가함.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 냉각 디스크 붕괴를 통해 형성된 별에서 주시퀀스 이전 단계 동안 각운동량는 어떻게 축적되는가?
• RQ2 2–22 M⊙ 별의 경우 ZAMS에서 도출된 내부 자전 프로파일은 어떻게 되는가?
• RQ3 주시퀀스 이전 붕괴 역사는 자전하는 별의 주시퀀스 진화에 어느 정도의 영향을 미치는가?
• RQ4 냉각 디스크 붕괴 시나리오 하에서 질량이 큰 별(M > 8 M⊙)이 도달할 수 있는 표면 자전 속도의 물리적 한계는 무엇인가?
• RQ5 관측된 빠르게 자전하는 질량이 큰 별의 집단은 이 형성 모델로 설명될 수 있는가, 아니면 다른 메커니즘이 필요한가?

주요 결과

• ZAMS에서 별들은 낮은 각속도 기울기를 보이며, 표면보다 핵심이 20–80% 더 빠르게 자전함(v_surf/v_crit = 0.4일 때).
• 14 M⊙ 모델의 경우 냉각 디스크 붕괴 시나리오 하에서 표면 속도는 약 45% 이하의 임계 속도에만 도달 가능함.
• 8 M⊙ 이상의 질량에서 표면 속도 상한선은 별의 질량 증가에 따라 감소하며, 이는 빠르게 자전하는 별의 형성에 물리적 제약을 둠.
• 8 M⊙ 이하에서는 이러한 상한선이 존재하지 않으며, 임계 속도까지의 전 범위의 자전 속도가 달성 가능함.
• ZAMS에서 동일한 총 각운동량를 가진 모델은 주시퀀스 진화에서 전형적으로 유사한 결과를 보이며, 주시퀀스 이전의 형성 역사는 거의 영향을 미치지 않음.
• ZAMS에서 고체체 자전을 가정하는 것은 진화 모델링에 타당하며, 이는 전체 붕괴 역사를 고려한 시뮬레이션 결과와 밀도로 일치함.