[논문 리뷰] The Pisa pre-main sequence tracks and isochrones. A database covering a wide range of Z, Y, mass, and age values

E. Tognelli, P. G. Prada Moroni외 1명|arXiv (Cornell University)|2011. 07. 12.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 115인용 수 164

한 줄 요약

이 논문은 최신 FRANEC 진화 코드를 사용하여 계산된 전주계성 항성 트랙과 등온선의 종합 데이터베이스를 제시한다. 이는 개선된 상태방정식과 저온 투과도를 포함한 최신 물리학을 반영하고 있다. 모델은 넓은 금속성 범위(Z = 0.0002–0.03), 질량(0.2–7.0 M⊙), 연령(1–100 Myr), 헬륨 농도를 포함하며, 혼합길이 매개변수(α = 1.2, 1.68, 1.9)와 Z ≥ 0.008인 경우 두 가지 초기 디테르륨 농도를 제공하여, 관측 데이터와 높은 일치도를 보이며 젊은 항성의 연령과 질량 결정에 높은 정밀도를 제공한다.

ABSTRACT

In recent years new observations of pre-main sequence stars (pre-MS) with Z <= Zsun have been made available. To take full advantage of the continuously growing amount of data of pre-MS stars in different environments, we need to develop updated pre-MS models for a wide range of metallicity to assign reliable ages and masses to the observed stars. We present updated evolutionary pre-MS models and isochrones for a fine grid of mass, age, metallicity, and helium values. We use a standard and well-tested stellar evolutionary code (i.e. FRANEC), that adopts outer boundary conditions from detailed and realistic atmosphere models. In this code, we incorporate additional improvements to the physical inputs related to the equation of state and the low temperature radiative opacities essential to computing low-mass stellar models. We make available via internet a large database of pre-MS tracks and isochrones for a wide range of chemical compositions (Z = 0.0002 - 0.03), masses (M = 0.2 - 7.0 Msun), and ages (1 - 100 Myr) for a solar-calibrated mixing length parameter α(i.e. 1.68). For each chemical composition, additional models were computed with two different mixing length values, namely α= 1.2 and 1.9. Moreover, for Z >= 0.008, we also provided models with two different initial deuterium abundances. The characteristics of the models have been discussed in detail and compared with other work in the literature. The main uncertainties affecting theoretical predictions have been critically discussed. Comparisons with selected data indicate that there is close agreement between theory and observation.

연구 동기 및 목표

• 점점 더 세밀한 관측 데이터를 해석하기 위한 정확한 전주계성(전-MS) 모델에 대한 증가하는 필요를 해결하기 위해.
• 다양한 금속성, 질량, 연령, 화학 조성을 포함한 세밀하고 광범위하게 적용 가능한 전-MS 진화 트랙과 등온선 데이터베이스를 제공하기 위해.
• 상태방정식과 저온 복사 투과도와 같은 최신 물리 입력을 통합하여 젊은 항성의 연령과 질량 결정을 향상시키기 위해.
• 수반되는 은하계 및 대마젤란운성의 젊은 군집에서 정밀한 별 형성 역사 및 초기 질량 함수 분석을 가능하게 하기 위해.
• 혼합길이 매개변수와 디테르륨 농도의 다양한 조합을 체계적으로 시험하여 전-MS 진화의 이론적 불확실성을 줄이기 위해.

제안 방법

• 모델는 외부 경계 조건을 세밀한 대기 모델에서 유도한 실용적인 조건을 반영한 잘 검증된 FRANEC 항성 진화 코드를 사용하여 계산된다.
• 핵심 물리 입력으로는 업데이트된 상태방정식, 향상된 저온 복사 및 열전도 투과도, 최신 종합자료에서 유래한 핵반응 속도가 포함된다.
• 코드는 태양에 맞춰 校정된 혼합길이 매개변수(α = 1.68)를 사용하며, 대류 처리 민감도 평가를 위해 추가로 α = 1.2 및 α = 1.9에서 모델을 계산하였다.
• Z ≥ 0.008인 경우, 두 가지 초기 디테르륨 농도(X_D = 4×10⁻⁵, 인구 II 유형의 일반적인 농도; X_D = 2×10⁻⁵, 인구 I에 더 적합한 농도)를 사용하였다.
• 데이터베이스에는 19개의 금속성(Z = 0.0002에서 0.03), 각 Z당 3개의 헬륨 농도, 질량 0.2–7.0 M⊙ 범위에서 43개의 트랙, 각 조성당 36개의 등온선(1–100 Myr, 1 Myr 간격으로 20 Myr 이하)이 포함되어 있다.
• 모든 모델는 http://astro.df.unipi.it/stellar-models/ 에서 웹을 통해 공개 제공되며, 데이터는 (log T_eff, log L/L⊙) 평면에 기록되어 있으며, 향후 여러 광학 시스템에서도 이용 가능할 예정이다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 상태방정식과 저온 투과도와 같은 업데이트된 물리 입력이 허츠프룽-라스웰도에서 전-MS 트랙의 위치와 형태에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 혼합길이 매개변수(α)의 변동이 저질량 전-MS 항성의 예측 진화에 어느 정도의 영향을 미치는가?
• RQ3 낮은 금속성에서 다양한 초기 디테르륨 농도가 전-MS 항성의 밝기 및 온도 진화에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 최신 이론 모델이 소마젤란운성의 젊은 항성계에서 관측된 성질을 얼마나 잘 재현하는가?
• RQ5 화학 조성(Z와 Y)이 젊은 군집의 전-MS 항성의 연령과 질량 결정에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 데이터베이스에는 19개의 금속성(Z = 0.0002에서 0.03), 각 Z당 3개의 헬륨 농도, 질량 0.2–7.0 M⊙ 범위에서 43개의 진화 트랙, 각 조성당 3개의 α 값(1.2, 1.68, 1.9)이 포함되어 있다.
• Z ≥ 0.008인 경우, 인구 I와 인구 II의 차이를 반영하기 위해 두 가지 초기 디테르륨 농도(X_D = 4×10⁻⁵ 및 2×10⁻⁵)를 사용하였다.
• 모델는 NGC602와 같은 젊은 군집과 연관된 관측 데이터와 높은 일치도를 보이며, 이는 연령과 질량 추정에 대한 신뢰성을 검증한다.
• 이론적 트랙과 등온선은 (log T_eff, log L/L⊙) 평면에 제공되며, 곧 여러 광학 시스템에서도 이용 가능할 것이다.
• 데이터베이스는 http://astro.df.unipi.it/stellar-models/ 에서 공개 제공되며, 시간, 밝기, 효율 온도, 핵 조건, 에너지 기여 기여도를 포함한 상세한 모델 파일이 제공된다.
• 전-MS 진화의 체계적 불확실성은 철저히 논의되었으며, 가장 큰 불확실성은 저질량(0.5 M⊙ 이하) 특히 저금속성 항성에서 발생한다.