[논문 리뷰] Stellar evolution with rotation X: Wolf-Rayet star populations at solar metallicity

G. Meynet, A. Maeder|ArXiv.org|2003. 04. 03.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 24인용 수 300

한 줄 요약

이 논문은 최신 질량 손실률과 회전 효과를 고려하여 태양 금속성에서의 월프-레인어(Wolf-Rayet, WR) 별 집단에 대한 영향을 조사한다. 결과적으로, 회전은 WR 별의 수명을 크게 연장시켜 특히 수소를 포함하는 WNL 단계의 수명을 연장시키며, WR 별 형성의 질량 임계값을 약 22 M⊙로 낮추고, 60 M⊙ 이하에서도 WN/WC 전이 단계를 가능하게 하며, 관측된 WR/O, WN/WC 및 전이 별 비율과의 일치도를 향상시켜 오랫동안 지속된 비회전 모델과의 괴리 문제를 해결한다.

ABSTRACT

We examine the properties of Wolf--Rayet (WR) stars predicted by models of rotating stars taking account of the new mass loss rates for O--type stars and WR stars (Vink et al. \cite{Vink00}, \cite{Vink01}; Nugis & Lamers \cite{NuLa00}) and of the wind anisotropies induced by rotation. We find that the rotation velocities $v$ of WR stars are modest, i.e. about 50 km s$^{-1}$, not very dependant on the initial $v$ and masses. For the most massive stars, the evolution of $v$ is very strongly influenced by the values of the mass loss rates; below $\sim$12 M$_\odot$ the evolution of rotation during the MS phase and later phases is dominated by the internal coupling. Massive stars with extreme rotation may skip the LBV phase. Models having a typical $v$ for the O--type stars have WR lifetimes on the average two times longer than for non--rotating models. The increase of the WR lifetimes is mainly due to that of the H--rich eWNL phase. Rotation allows a transition WN/WC phase to be present for initial masses lower than 60 M$_\odot$. The durations of the other WR subphases are less affected by rotation. The mass threshold for forming WR stars is lowered from 37 to 22 M$_\odot$ for typical rotation. The comparisons of the predicted number ratios WR/O, WN/WC and of the number of transition WN/WC stars show very good agreement with models with rotation, while this is not the case for models with the present--day mass loss rates and no rotation. As to the chemical abundances in WR stars, rotation brings only very small changes for WN stars, since they have equilibrium CNO values. However, WC stars with rotation have on average lower C/He and O/He ratios. The luminosity distribution of WC stars is also influenced by rotation.

연구 동기 및 목표

• 비회전 별 모델과 태양 금속성에서의 월프-레인어(WR) 별 집단 관측치 사이의 괴리를 해결하기 위해.
• 최신 질량 손실률(Vink 등 2000, 2001; Nugis & Lamers 2000)과 회전 효과가 WR 별 진화에 미치는 영향를 조사하기 위해.
• 회전이 관측된 WR 별 수비율 WR/O, WN/WC 및 전이 WN/WC 별의 빈도를 설명할 수 있는지 검토하기 위해.
• WR 별의 화학 성분과 복사원소 분포에 대한 회전의 영향을 평가하기 위해.
• 표준 모델에서 WC 별이 과도하게 예측되고 WR 별이 부족하게 예측되는 문제를 회전이 해결할 수 있는지 평가하기 위해.

제안 방법

• O형 별과 WR 별의 최신 질량 손실률을 반영한 비틀림 별 진화 모델을 사용하였으며, 바람 클러스터링과 이중 안정성 한계를 포함하였다.
• 표면 성분과 각운동량 진화를 모의하기 위해 회전 혼합과 내부 결합을 통합하였다.
• 비회전 별의 경우 경험적 자료에 보정 계수를 적용하여 비회전 행동를 분리하였다.
• 헤르츠프룽-라수스도에서 진화 경로를 추적하였으며, WR 단계와 표면 조성 변화에 초점을 맞추었다.
• 일정한 별 형성 영역에서 모델 예측을 관측된 WR/O, WN/WC 및 전이 WN/WC 별 비율과 비교하였다.
• 표면 성분 변화(C/N, C/He, O/He)와 복사원소 분포도((예: (C+O)/He 대 L/L⊙)를 분석하여 WR 하위형 분포를 평가하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 회전은 WNL 및 WN/WC 단계를 포함한 월프-레인어(WR) 별의 수명에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 비회전 모델과 비교할 때, 회전이 관측된 WR 별 수비율(WR/O, WN/WC)에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 비회전 모델이 재현하지 못하는 관측된 전이 WN/WC 별 빈도(~4.4%)를 회전이 설명할 수 있는가?
• RQ4 회전은 특히 WN 및 WC 하위형에서 WR 별의 화학 성분에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 회전은 WR 별 형성의 질량 임계값과 WC 별의 복사원소 분포에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 비회전 모델 대비 평균 WR 별 수명이 약 두 배로 증가하였으며, 주로 수소를 포함하는 H-rich WNL 단계의 연장 덕분이었다.
• 회전을 고려할 경우 WR 별 형성의 질량 임계값이 37 M⊙에서 22 M⊙로 감소하였다.
• 회전은 60 M⊙ 이하의 초기 질량에서 전이 WN/WC 단계를 가능하게 하여 관측된 약 4.4%의 빈도와 일치하였다.
• 회전은 비회전 모델 대비 WC 별의 C/He 및 O/He 비율을 낮추어 화학 조성에 영향을 주었다.
• 회전 모델은 WC 별의 진화 경로를 (C+O)/He 대 복사원소 다이어그램에서 질량 손실이 적은 초기 WC 단계로 인해 낮은 복사원소로 이동시켰다.
• 관측된 WR/O 및 WN/WC 수비율은 모두 비회전 모델이 현재의 질량 손실률을 사용할 경우 관측치와 일치하지 않지만, 회전 모델은 잘 재현하였다.