[논문 리뷰] Stellar envelope inflation near the Eddington limit. Implications for the radii of Wolf-Rayet stars and luminous blue variables

G. Gräfener, S. P. Owocki외 1명|arXiv (Cornell University)|2011. 12. 08.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 42인용 수 101

한 줄 요약

이 논문은 별풍선의 덩이무리(clumping)에 의해 강화된 에드링턴 한계 근처에서의 복사적 외피 팽창이, 월프-레이네흑성(WR) 항성과 S Doradus 유형의 밝은 파란 변량(LBV)의 비정상적으로 큰 반경을 설명한다. 수치 모델과 새로운 해석적 형식을 사용하여, 팽창을 지배하는 무차원 수 $ W $ 를 규명하고, $ W \geq 1 $ 에서 중력적으로 분리된 외피가 되는 불안정성 한계를 발견한다. 클러스터링의 고려로 오랫동안 지속된 WR 반경 문제를 해결하여 관측된 반경이 이론과 일치하게 된다.

ABSTRACT

(shortened) It has been proposed that the envelopes of luminous stars may be subject to substantial radius inflation. The inflation effect has been discussed in relation to the radius problem of WR stars, but has yet failed to explain the large observed radii of Galactic WR stars. We wish to obtain a physical perspective of the inflation effect, and study the consequences for the radii of WR stars, and LBVs. For WR stars the observed radii are up to an order of magnitude larger than predicted by theory, whilst S Doradus-type LBVs are subject to humongous radius variations, which remain as yet ill-explained. We use a dual approach to investigate the envelope inflation, based on numerical models for stars near the Eddington limit, and a new analytic formalism to describe the effect. An additional new aspect is that we take the effect of density inhomogeneities (clumping) within the outer stellar envelopes into account. Due to the effect of clumping we are able to bring the observed WR radii in agreement with theory. Based on our new formalism, we find that the radial inflation is a function of a dimensionless parameter W, which largely depends on the topology of the Fe-opacity peak, i.e., on material properties. For W>1, we discover an instability limit, for which the stellar envelope becomes gravitationally unbound, i.e. there no longer exists a static solution. Within this framework we are also able to explain the S Doradus-type instabilities for LBVs like AG Car, with a possible triggering due to changes in stellar rotation. The stellar effective temperatures in the upper HR diagram are potentially strongly affected by the inflation effect. This may have particularly strong effects on the evolved massive LBV and WR stars just prior to their final collapse, as the progenitors of SNe Ibc, SNe II, and long GRBs.

연구 동기 및 목표

• 은하계 월프-레이네흑성(WR) 항성의 관측된 반경과 이론적으로 예측된 반경 사이의 오랫동안 지속된 괴리 문제를 해결하기 위해.
• S Doradus 유형의 밝은 파란 변량(LBV)에서 나타나는 극단적인 반경 변화의 물리적 메커니즘을 조사하기 위해.
• 별풍선의 덩이무리와 그 구조에 미치는 영향을 고려한 외피 팽창을 기술하는 해석적 프레임워크를 개발하기 위해.
• 팽창된 외피가 중력적으로 분리되는 조건을 규명하고, 새로운 불안정성 한계를 식별하기 위해.
• 외피 팽창이 대량 항성의 효과적 온도와 진화 상태, 특히 SNe Ibc 및 장수 블랙홀 폭발(長수 블랙홀 폭발)의 후보자에 미치는 영향을 평가하기 위해.

제안 방법

• 에드링턴 한계 근처의 항성을 시뮬레이션하기 위해 수치적 별 구조 모델을 사용하였으며, WR 항성의 특징을 반영하는 화학적으로 균일한 헬륨 핵 모델에 집중하였다.
• 외피 팽창을 기술하기 위해 새로운 해석적 형식을 개발하였으며, 외피 기저에서 내부 에너지와 중력 에너지의 비율을 정량화하는 무차원 수 $ W $ 를 도입하였다.
• 외부 외피의 밀도 비균일성(덩이무리)의 영향은 덩이무리 요소 $ D $ 를 통해 포함되었으며, 이는 효과적 투과도와 에너지 이행을 수정한다.
• 팽창된 외피의 안정성은 임계 값 $ W \geq 1 $ 를 분석함으로써 평가되었으며, 이 값 이상에서는 정적 해가 존재하지 않아 중력적 분리가 발생함을 시사한다.
• 모델은 잘 알려진 S Doradus 변수인 AG Car에 적용되어, 폭발 기간 동안 관측된 밝기와 반경 변화를 재현할 수 있는지 테스트하였다.
• 질량, 반경, 밝기, 에드링턴 인자 $ \Gamma_{\rm e} $ 등의 항성 파라미터를 사용하여 투과도 표와 관측 데이터에서 $ W $ 를 추정하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 에드링턴 한계 근처에서의 외피 팽창이 은하계 WR 항성에서 관측된 비정상적으로 큰 반경을 설명할 수 있는가?
• RQ2 별풍선의 덩이무리가 복사적 팽창된 외피의 범위와 안정성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 팽창된 외피가 중력적으로 분리되는 임계 조건은 무엇이며, 이는 무차원 수 $ W $ 와 어떻게 관련되는가?
• RQ4 AG Car와 같은 S Doradus 유형의 LBV에서 관측된 변화는, 자전 변화 또는 $ W $-파라미터 변화에 의해 유도된 외피 팽창으로 설명될 수 있는가?
• RQ5 외피 팽창은 대량의 진화한 항성의 효과적 온도와 관측된 허블-르메트르 다이어그램(HRD) 위치에 어느 정도 영향을 미치는가? 특히 SNe Ibc 및 장수 블랙홀 폭발의 후보자에 대해.

주요 결과

• 외부 외피에 덩이무리 효과를 포함함으로써 효과적 투과도가 감소하고, 이로 인해 팽창 파라미터 $ W $ 가 1에 가까운 값을 도달할 수 있게 되어, WR 항성의 관측된 큰 반경을 설명할 수 있게 되었다.
• $ W \geq 1 $ 인 경우, 항성 외피는 중력적으로 분리되며, 이는 새로운 불안정성 한계를 나타내며, 이는 LBV에서 S Doradus 유형의 폭발을 유도할 수 있다.
• 관측된 WR 반경과 일치하기 위해 덩이무리 요소 $ D $ 가 1에서 16의 범위가 필요하며, 이는 별풍선 진단으로부터 유추된 일반적인 값과 일치한다.
• 모델은 AG Car에서 S Dor 사이클 기간 동안 반경이 2배로 증가하고 밝기가 1.5배 감소하는 현상을, 약 $ \sim 2 \times 10^{-3} M_{\odot} $ 의 밀도 높은 외부 층의 형성으로 설명한다.
• 이 층을 외부 반경까지 들어 올리는 데 필요한 에너지는 관측된 밝기 감소와 유사하므로, 팽창 메커니즘이 타당한 설명임을 뒷받침한다.
• 외피 팽창은 대량 항성의 관측된 효과적 온도를 크게 변화시킬 수 있으며, 이는 압축된 빠른 회전하는 핵이 팽창된 더 차가운 외피 아래에 숨겨져 있을 수 있음을 시사하며, 이는 SNe 및 GRB 후보자 모델에 영향을 미칠 수 있다.