[논문 리뷰] Stellar evolution with rotation XII: Pre-supernova models

Raphaël Hirschi, G. Meynet외 1명|ArXiv.org|2004. 06. 24.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 34인용 수 157

한 줄 요약

이 논문은 태양 금속율에서 12–60 M☉의 회전하는 거대 별의 초신성 이전 모델을 제안하며, 기존 제네바 별진화 코드의 업데이트된 버전을 사용하여, 순환 대류, 비정상적 및 동적 비틀림 불안정성 등 회전에 기인한 혼합 메커니즘과 확장된 α-사슬 핵반응 네트워크를 통합하였다. 주요 발견은 15–30 M☉ 범위에서 회전이 초신성 이전의 별의 구조를 크게 변화시킨다는 점이며, 이는 핵의 크기를 약 1.5배로 증가시키고, 적색 초거성에서 파랑 초거성으로의 형상 변화를 유도하며, 초신성 유형을 II에서 Ibc로 전환시키며, 이는 주로 수소 및 헬륨 연소 단계 동안의 회전 효과에 기인하며, 후기 단계의 불안정성과는 무관하다.

ABSTRACT

We describe the latest developments of the Geneva stellar evolution code in order to model the pre-supernova evolution of rotating massive stars. Rotating and non-rotating stellar models at solar metallicity with masses equal to 12, 15, 20, 25, 40 and 60 solar masses were computed from the ZAMS until the end of the core silicon burning phase. We took into account meridional circulation, secular shear instabilities, horizontal turbulence and dynamical shear instabilities. Most of the differences between the pre-supernova structures obtained from rotating and non-rotating stellar models have their origin in the effects of rotation during the core hydrogen and helium burning phases. The effects of rotation on pre-supernova models are significant between 15 and 30 solar masses. Indeed, rotation increases the core sizes (and the yields) by a factor ~ 1.5. Above 20 solar masses, rotation may change the colour of the supernova progenitors (blue instead of red supergiant) and the supernova type (Ib instead of II). Rotation affects the lower mass limits for radiative core carbon burning, for iron core collapse and for black hole formation. For Wolf-Rayet stars (M > 30 solar masses), the pre-supernova structures are mostly affected by the intensities of the stellar winds and less by rotational mixing. Finally, the core of our rotating WR stars contain enough angular momentum to produce GRBs.

연구 동기 및 목표

• 초기 헬륨 연소 이후로도 회전하는 거대 별의 초신성 이전 진화를 모의할 수 있도록 제네바 별진화 코드를 확장하는 것.
• 순환 대류, 비정상적 및 동적 비틀림 불안정성 등 회전에 기인한 혼합 과정이 고진도 연소 단계 동안 내부 구조와 각운동량 분포에 미치는 영향을 조사하는 것.
• 태양 금속율 조건에서 회전이 초신성 이전 핵 질량, 원형성 반경, 색상 및 초신성 유형에 미치는 영향을 규명하는 것.
• 회전하는 모델과 비회전 모델을 비교하여, 회전이 핵 붕괴 조건과 핵합성 생성물에 미치는 영향을 평가하는 것.
• 특히 12 M☉ 근처에서 철 핵 붕괴와 블랙홀 형성의 하한 질량 한계를 평가하는 것.

제안 방법

• 12C에서 56Ni까지의 13개의 α-사슬 원소를 포함하도록 핵반응 네트워크를 확장하였으며, 농도 변화의 안정적이고 빠른 통합을 위해 Arnett & Truran(1969)의 방법을 사용하였다.
• 고진도 진화 단계에서 내부 구조 방정식의 수치적 불안정성을 방지하기 위해 Sugimoto의 이산화 기법을 적용하였다.
• 비정상적 비틀림, 순환 대류, 동적 비틀림 불안정성 등 회전에 기인한 혼합 과정을 통합하였으며, 동적 비틀림 불안정성은 각속도 기울기를 매끄럽게 하는 데 기여하였다.
• 대류 안정성에 대해 Schwarzschild 기준을 적용하였고, 수소 및 헬륨 연소 핵에서는 0.1 H_P의 초과혼합을 사용하였다.
• Si 연소 단계에서 에너지 생산은 44Ti와 48Cr 사이의 병목 반응을 통해 해결하였으며, 다른 무거운 원소들은 핵통계평형을 가정하였다.
• 태양 금속율 조건에서 12, 15, 20, 25, 40, 60 M☉ 별의 ZAMS에서 핵 실리콘 연소의 끝까지의 모델을, 회전 여부에 따라 계산하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 회전에 기인한 혼합 과정(순환 대류, 비정상적 및 동적 비틀림 불안정성)은 거대 별의 초신성 이전 진화에서 내부 각운동량과 화학적 구조에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ2 동적 비틀림 불안정성은 고진도 진화 단계에서 장거리에 걸쳐 각운동량이나 화학 종을 얼마나 효과적으로 운반하는가?
• RQ3 회전은 초신성 붕괴 직전의 핵 크기, 원형성 반경, 색상에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 회전은 철 핵 붕괴와 블랙홀 형성의 하한 질량에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 비회전 모델과 비교했을 때, 회전하는 초신성 이전 모델은 핵 질량, 생성물, 초신성 유형(II 대비 Ibc) 측면에서 어떻게 다를까?

주요 결과

• 동적 비틀림 불안정성은 주로 날카로운 각속도 기울기를 매끄럽게 하는 데 기여하지만, 장거리에 걸쳐 각운동량이나 화학 종을 효과적으로 운반하지는 않는다.
• 15–30 M☉ 범위에서 회전은 핵의 크기를 약 1.5배로 증가시키며, 이는 생성물과 원형성 구조에 상당한 영향을 미친다.
• 15–30 M☉ 범위의 별들에서는 회전이 원형성의 형상 변화를 유도하여 적색 초거성에서 파랑 초거성으로 전환시키며, 결과적으로 초신성 유형을 II에서 Ibc로 변화시킨다.
• 초신성 이전 별의 구조에 대한 회전의 영향은 주로 수소 및 헬륨 연소 단계에서 발생하며, 후기 단계의 불안정성은 각운동량 진화에 거의 영향을 주지 않는다.
• 핵 헬륨 연소 이후로도 최종 각운동량은 잘 유지되며, 붕괴 직전의 각운동량을 신뢰성 있게 추정할 수 있다.
• 회전하는 모델은 비회전 모델보다 철 핵 붕괴의 하한 질량을 낮추며, 특히 혼합 효과를 고려할 경우 12 M☉에서도 붕괴가 가능할 수 있음을 시사한다.