[논문 리뷰] The Eddington factor as the key to understand the winds of the most massive stars. Evidence for a Gamma-dependence of Wolf-Rayet type mass loss

G. Gräfener, J. S. Vink외 2명|arXiv (Cornell University)|2011. 06. 27.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 1인용 수 88

한 줄 요약

이 논문은 가장 질량이 큰 별에서 월프-레이네타입 질량 손실의 주요 원인이 에딩턴 인자 Γₑ임을 제안하며, 관측된 질량 손실률에서 Γₑ에 대한 강한 의존성을 입증한다. 별의 구조 모델과 질량-광도 관계를 사용하여, 에딩턴 한계에 가까운 상태—Γₑ로 정량화된 상태—가 젊고 수소가 풍부한 WNh 별에서 강화된 질량 손실의 시작을 설명함으로써, 별의 진화, 블랙홀 형성, 감마선 폭발의 원천에 대한 영향을 제시한다.

ABSTRACT

The most massive stars are thought to be hydrogen-rich Wolf-Rayet stars of late spectral subtype (WNh stars). In previous theoretical studies the enhanced mass loss of these stars has been attributed to their proximity to the Eddington limit. Here we investigate observed trends in the mass-loss properties of such young, very massive stars. We derive theoretical mass-luminosity relations for very massive stars, based on a large grid of stellar structure models. Using these relations, we estimate Eddington factors for a sample of stars, under different assumptions of their evolutionary status. We evaluate the resulting mass-loss relations, and compare them with theoretical predictions. We find observational evidence that the mass loss in the WR regime is dominated by the Eddington parameter Gamma_e, which has important consequences for the way we understand Wolf-Rayet stars and their mass loss. In addition, we derive wind masses that support the picture that the WNh stars in young stellar clusters are very massive, hydrogen-burning stars. Our findings suggest that the proximity to the Eddington limit is the physical reason for the onset of Wolf-Rayet type mass loss. This means that, e.g. in stellar evolution models, the Wolf-Rayet stage should be identified by large Eddington parameters, instead of a helium-enriched surface composition. The latter is most likely only a consequence of strong mass loss, in combination with internal mixing. For very massive stars, the enhanced Gamma-dependent mass loss is responsible for the formation of late WNh subtypes with high hydrogen surface abundances, partly close to solar. Because mass loss dominates the evolution of very massive stars, we expect a strong impact of this effect on their end products, in particular on the potential formation of black holes, and Gamma-Ray Bursts, as well as the observed upper mass limit of stars.

연구 동기 및 목표

• 젊고 질량이 큰 별에서 월프-레이네타입 질량 손실이 표면 조성보다 에딩턴 인자 Γₑ에 의해 주로 결정되는지 조사하기.
• 화성별집단의 젊고 빛나는 WNh 별의 진화적 상태를 별의 구조 모델에서 유도된 질량-광도 관계를 사용하여 규명하기.
• 매우 질량이 큰 별에서 질량 손실이 Γₑ에 비례한다는 이론적 예측을 테스트하기, 특히 에딩턴 한계 근처에서의 경우에 중점적으로.
• 별의 진화 모델에서 월프-레이네폐의 정의를 재고하여, 헬륨으로 끓는 표면 농도가 아니라 높은 Γₑ에 의해 정의되어야 한다고 제안하기.
• Γₑ에 의존하는 질량 손실이 가장 질량이 큰 별의 최종 운명에 미치는 영향을 평가하기, 블랙홀 형성과 감마선 폭발 원천 포함.

제안 방법

• 화학적으로 균일하고 수소를 핵융합하는 별에 대한 이론적 질량-광도 관계를 대규모 별의 구조 모델 격자로부터 유도하기.
• 다양한 진화적 가정 하에 관측된 광도와 표면 농도를 사용하여 화성별집단 별들의 에딩턴 인자 Γₑ를 추정하기.
• 에딩턴의 원래 모델에 기반한 다항체 상태방정식을 적용하고, 일정한 β(복사압 비율)를 가정함으로써 G₄ ≡ Γₑ/(1−Γₑ)⁴ ∝ M²의 척도 관계를 도출하기.
• 모델 격자에서 유도된 계수를 사용하여 질량 M과 수소 질량 분율 X_H에 대한 G₄의 경험적 피팅 관계 개발하기.
• 역관계(식 24)를 사용하여 G₄에서 Γₑ를 계산함으로써 관측된 광도를 에딩턴 파라미터로 변환 가능하게 하기.
• 표준 표 4의 피팅 계수를 사용하여 수소 핵융합 별과 헬륨 핵융합 별에 대한 질량 추정치 M_hom(G₄, X_H)과 M_Heb(G₄) 유도하기.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 젊고 질량이 큰 WNh 별에서 관측된 질량 손실률이 표면 조성보다 에딩턴 인자 Γₑ에 의해 관련되어 있는가?
• RQ2 에딩턴 인자 Γₑ는 매우 질량이 큰 별에서 월프-레이넠타입 질량 손실의 시작을 어느 정도 설명하는가?
• RQ3 이론적 질량-광도 관계를 사용하여 광도와 표면 농도 데이터로부터 화성별집단 별의 질량 추정치를 신뢰성 있게 도출할 수 있는가?
• RQ4 에딩턴 한계 근처에 있는 별에서 질량 손실이 Γₑ에 따라 어떻게 척도가 정해지는가? 이는 이론적 예측과 어떻게 비교되는가?
• RQ5 Γₑ에 의존하는 질량 손실은 가장 질량이 큰 별의 진화 경로와 최종 운명에 어떻게 영향을 미치는가? 블랙홀 형성과 긴 감마선 폭발 원천 포함.

주요 결과

• 관측적 증거는 질량 손실이 에딩턴 인자 Γₑ에 강하게 의존함을 지지하며, 이는 에딩턴 한계에 가까운 상태가 월프-레이넠타입 질량 손실의 물리적 원인임을 시사한다.
• 표면 조성보다 에딩턴 인자 Γₑ가 월프-레이네파기 식별에 더 근본적인 매개변수임이 밝혀졌으며, 헬륨 농도 증가는 질량 손실의 결과이지 원인이 아님을 시사한다.
• 화성별집단의 WNh 별에 대한 바람질량 추정치는 이들이 최대 4000 M☉에 이르는 매우 질량이 큰 수소 핵융합 별임을 지지하는 해석을 뒷받침한다.
• G₄ ≡ Γₑ/(1−Γₑ)⁴에 대한 유도된 피팅 관계는 로그(G₄) 기준 최대 오차가 단지 0.03에 불과하여 광도와 조성에서 Γₑ를 정밀하게 추정할 수 있게 한다.
• Γₑ에 의존하는 질량 손실 메커니즘은 고수소 표면 농도(해수 농도 근처 포함)를 가진 늦은 WNh 하위형을 설명할 수 있으며, 이는 고Γₑ에서의 강화된 질량 손실 때문임을 설명한다.
• 결과적으로 Γₑ에 의존하는 질량 손실은 별의 상한 질량 함수를 형성하고 블랙홀과 장기 감마선 폭발 원천의 잠재적 형성에 결정적인 역할을 한다고 시사한다.