[논문 리뷰] Stellar evolution with rotation XI: Wolf-Rayet star populations at different metallicities

G. Meynet, A. Maeder|ArXiv.org|2004. 08. 18.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 33인용 수 323

한 줄 요약

이 논문은 금속성 Z = 0.004에서 0.040에 걸쳐 도전성 별 모델을 제시하여 월프-레이넷(Wolf-Rayet, WR) 별 집단을 연구한다. 자전, 자전 혼합, 강화된 질량 손실를 고려한 모델은 자전이 WR 진화의 최소 질량을 낮추고, 특히 eWNL 단계에서 WR 수명을 연장하며, 비자전 모델에 비해 관측된 WR/O 별 비율, WN/WC 비율, Ib/Ic 초신성 비율을 더 잘 재현함을 보여준다. 결과적으로 금속성 전역에서 관측과 일치시키기 위해 자전이 필수적임을 확인한다.

ABSTRACT

Grids of models of massive stars ($M \ge$ 20 $M_\odot$) with rotation are computed for metallicities $Z$ ranging from that of the Small Magellanic Cloud (SMC) to that of the Galactic Centre. The hydrostatic effects of rotation, the rotational mixing and the enhancements of the mass loss rates by rotation are included. The evolution of the surface rotational velocities of the most massive O--stars mainly depends on the mass loss rates and thus on the initial $Z$ value. The minimum initial mass for a star for entering the Wolf--Rayet (WR) phase is lowered by rotation. For all metallicities, rotating stars enter the WR phase at an earlier stage of evolution and the WR lifetimes are increased, mainly as a result of the increased duration of the eWNL phase. Models of WR stars predict in general rather low rotation velocities ($ < 50$ km s$^{-1}$) with a few possible exceptions, particularly at metallicities lower than solar where WR star models have in general faster rotation and more chance to reach the break--up limit.The properties of the WR populations as predicted by the rotating models are in general in much better agreement with the observations in nearby galaxies. The observed variation with metallicity of the fractions of type Ib/Ic supernovae with respect to type II supernovae as found by Prantzos & Boissier (\cite{Pr03}) is very well reproduced by the rotating models, while non--rotating models predict much too low ratios.

연구 동기 및 목표

• 다양한 금속성에서 별의 자전이 월프-레이넷(WR) 별 집단에 미치는 영향을 조사하기 위해.
• 자전 모델이 근처 은하에서 관측된 WR/O 별 수비율, WN/WC 비율, 전이 단계 비율을 재현할 수 있는지 테스트하기 위해.
• 핵붕괴 시 질량 손실, 표면 성분 농도, 최종 질량에 대한 자전의 영향을 검토하기 위해.
• 금속성에 따라 변하는 Ib/Ic 초신성과 II형 초신성 비율을 설명하는 데 자전의 역할을 평가하기 위해.
• 이중성 질량 이 trasfer 지배가 아닌 저금속성 환경(예: SMC)에서의 WR 별을 설명할 수 있는 단일 별 진화 모델이 자전을 포함할 수 있는지 판단하기 위해.

제안 방법

• 금속성 Z = 0.004(SMC), 0.008, 0.020(태양), 0.040(은하 중심)에서 자전 별 모델 계산 격자(M ≥ 20 M☉)를 생성하기 위해.
• 자전의 수직적 효과, 자전 혼합(예: 수평 순환 및 비틀림), 자전으로 인한 질량 손실 증가를 고려하기 위해.
• 표면 수소 질량 분율(Xs)과 (C+O)/He 비율을 광도 함수로 추적하여 WR 단계와 하위형을 식별하기 위해.
• Smith & Maeder(1991)의 분류 체계를 사용하여 (C+O)/He 비율을 WC 하위형으로 매핑하고 관측치와 비교하기 위해.
• 진화 궤적을 분석하여 특히 eWNL 및 WC 단계에서의 수명과 초신성 폭발 시 최종 질량을 결정하기 위해.
• 모델 예측치를 관측된 WR/O 비율, WN/WC 비율, 금속성 전역에서의 Ib/Ic 대 II형 초신성 비율과 비교하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 자전은 다양한 금속성에서 별이 월프-레이넷 단계에 진입하기 위해 필요한 최소 초기 질량에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 자전 모델은 Z = 0.004에서 Z = 0.040의 금속성에서 관측된 WR 별과 O형 별의 수비율을 어느 정도 재현하는가?
• RQ3 자전 모델은 특히 저금속성에서 늦은 유형의 WC 별이 없는 현상을 설명할 수 있는가?
• RQ4 자전은 WN/WC 전이 단계에 있는 WR 별 비율에 어떤 영향을 미치며, 이는 관측치와 일치하는가?
• RQ5 Prantzos & Boissier(2003)가 보고한 바와 같이, 자전 모델은 금속성에 따라 Ib/Ic 초신성과 II형 초신성 비율이 어떻게 변하는지 재현하는가?

주요 결과

• 자전은 모든 금속성에서 별이 월프-레이넷 단계에 진입하기 위해 필요한 최소 초기 질량을 낮추며, 더 많은 질량을 가진 별들이 WR 별이 되도록 한다.
• 자전 모델은 주로 eWNL 단계를 연장시켜 WR 수명을 늘리며, 일반적으로 표면 자전 속도가 50 km s⁻¹ 이하임을 예측한다. 저금속성에서는 더 빠른 자전도 가능하다.
• Z = 0.040에서는 50 M☉ 이상의 별이 핵붕괴 시 5–7.5 M☉의 최종 질량을 가지며, Z = 0.004(SMC)에서는 최종 질량이 17–29 M☉ 범위에 이르므로 금속성에 강한 의존성이 있음을 나타낸다.
• 모델은 늦은 유형의 WC 별이 고금속성에서만 발견되는 관측 트렌드를 재현한다. 이는 고금속성에서 WC 단계 진입 시 광도가 낮아지고 WN 단계가 길어지기 때문이다.
• 자전 모델은 관측된 금속성에 따른 Ib/Ic 대 II형 초신성 비율의 변화를 성공적으로 재현하며, 비자전 모델은 이 비율을 상당히 낮게 예측한다.
• 초기 질량가 LBV 단계를 통과하는 범위는 금속성과 초기 자전 속도(Ω)에 따라 변동함을 발견하여 질량 손실과 자전 간의 복잡한 상호작용을 시사한다.