[논문 리뷰] The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage

J. H. Groh, G. Meynet외 2명|arXiv (Cornell University)|2014. 01. 28.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 100인용 수 79

한 줄 요약

이 연구는 초기 주계열성에서 초신성 전 단계까지의 비회전 60 M⊙ 거대 별에 대해 처음으로 자기일관성 있는 모델링을 제시한다. 별의 진화 모델(Geneva 코드)과 대기/바람 모델(CMFGEN)을 결합하여 합성 스펙트럼, 광도계 및 이온화 복사량을 예측한다. 주요 결과로는 긴 임계상태 항성(LBV) 단계(2.35×10⁵ yr)와 재조정된 스펙트럼 단계 수명이 도출되었으며, 핵 붕괴 직전에 옵티컬/적외선 필터에서 감지 불가능할 정도로 매우 어두워진다.

ABSTRACT

For the first time, the interior and spectroscopic evolution of a massive star is analyzed from the zero-age main sequence (ZAMS) to the pre-supernova (SN) stage. For this purpose, we combined stellar evolution models using the Geneva code and atmospheric models using CMFGEN. With our approach, we were able to produce observables, such as a synthetic high-resolution spectrum and photometry, aiding the comparison between evolution models and observed data. Here we analyze the evolution of a non-rotating 60 Msun star and its spectrum throughout its lifetime. Interestingly, the star has a supergiant appearance (luminosity class I) even at the ZAMS. We find the following evolutionary sequence of spectral types: O3 I (at the ZAMS), O4 I (middle of the H-core burning phase), B supergiant (BSG), B hypergiant (BHG), hot luminous blue variable (LBV; end of H-core burning), cool LBV (H-shell burning through the beginning of the He-core burning phase), rapid evolution through late WN and early WN, early WC (middle of He-core burning), and WO (end of He-core burning until core collapse). We find the following spectroscopic phase lifetimes: 3.22e6 yr for the O-type, 0.34e5 yr (BSG), 0.79e5 yr (BHG), 2.35e5 yr (LBV), 1.05e5 yr (WN), 2.57e4 yr (WC), and 3.80e4 yr (WO). Compared to previous studies, we find a much longer (shorter) duration for the early WN (late WN) phase, as well as a long-lived LBV phase. We show that LBVs arise naturally in single-star evolution models at the end of the MS when the mass-loss rate increases as a consequence of crossing the bistability limit. We discuss the evolution of the spectra, magnitudes, colors, and ionizing flux across the star's lifetime, and the way they are related to the evolution of the interior. [abridged]

연구 동기 및 목표

• 이론적 별의 진화 모델과 관측된 거대 별 성질 간의 격차를 메우기 위해 합성 관측량을 계산한다.
• ZAMS에서 핵 붕괴까지의 단일 비회전 60 M⊙ 별의 스펙트럼 진화를 조사한다.
• 핵심 스펙트럼 단계(O, LBV, WR, WO)의 수명을 정량화하고 질량 손실 및 바람 물리학에 대한 의존도를 평가한다.
• 광도계 진화 및 이온화 광자 출력을 통해 거대 별 전구성자의 탐지 가능성 평가한다.
• 거대 별에서 스펙트럼 유형 전이의 물리적 기원과 내부 진화 단계 간의 관계를 명확히 한다.

제안 방법

• 별의 진화는 Geneva 코드를 사용하여 ZAMS에서 초신성 전 단계까지 내부 구조와 표면 파arameter를 추적한다.
• 대기 및 바람 구조는 비- LTE 조건에서 복사 전달을 모델링하는 CMFGEN 코드를 사용하여 계산한다.
• 다양한 진화 단계에서 고해상도 합성 스펙트럼과 광도계를 생성하여 관측 가능한 양과 일치시킨다.
• 스펙트럼 단계 분류는 화학 성분 또는 온도 기준이 아니라 관측된 스펙트럼 특징(예: H, He, O 선)에 기반한다.
• 질량 손실률은 Vink 등(2001)의 방법을 사용하여 계산하며, 약 21,000 K에서의 이중 안정성 한계를 포함한다.
• 합성 스펙트럼에서 이온화 광자율(Q0, Q1, Q2)을 계산하여 진화 전반에 걸친 이온화 출력을 평가한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 비회전 60 M⊙ 별에서 ZAMS에서 핵 붕괴까지 스펙트럼 단계(O, LBV, WR, WO)의 수명은 어떻게 변화하는가?
• RQ2 장수명 LBV 단계는 무엇에 의해 발생하며, 별의 바람에서 이중 안정성 한계와 어떤 관련이 있는가?
• RQ3 별의 광도계 진화는 초신성 폭발 이전 이미징 조사에서의 탐지 가능성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 이온화 광자율(Q0, Q1, Q2)은 별의 수명 전반에 걸쳐 어떻게 변화하며, 그 변화의 원인은 무엇인가?
• RQ5 결합된 진화 및 대기 모델에서 유도된 합성 스펙트럼과 광도계는 관측 결과와의 비교를 얼마나 향상시키는가?

주요 결과

• O형 단계는 3.22×10¹ 년 지속되며, ZAMS에서 이미 거대성(광도계수 I) 특성을 보인다.
• LBV 단계는 2.35×10¹ 년 지속되며, 일반적으로 가정하는 것보다 훨씬 길다(약 수천 년 내외). 이는 약 21,000 K에서 이중 안정성 한계를 통과하는 질량 손실에 기인한다.
• WO 단계는 매우 짧으며 단지 3.80×10¹ 년 지속되지만, 핵 붕괴 직전에 매우 높은 효과 온도(100,000 K 이상)에서 발생한다.
• He-핵 연소 기간 동안 별은 점점 어두워지며, 전구성자 단계에서 현재의 조사로는 감지 불가능해진다.
• 화학 성분 기반 추정에 비해 WNL 단계 수명은 약 20배 감소하고, WNE 단계 수명은 두 배로 증가한다.
• 이온화 광자율 Q0는 주계열성의 끝까지 약 10¹¹¹.⁵ 광자/s로 거의 일정하게 유지되며, He-핵 연소 기간 동안 증가하여 핵 붕괴까지 높은 수준을 유지한다.