[논문 리뷰] The Quintuplet Cluster II. Analysis of the WN stars

A. Liermann, W.‐R. Hamann외 3명|arXiv (Cornell University)|2010. 11. 26.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 45인용 수 26

한 줄 요약

이 연구는 퀠티플렛 클러스터의 네 개의 WN9h 항성과 하나의 후보자(LHO 110)를 K-band 통합장역도 스펙트로스코피와 Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) 모델을 사용하여 항성 파arameter를 유도하기 위해 분석한다. 항성들은 매우 높은 광도(log(L/L☉) > 6.0)를 가지며, 효율 온도는 25–35 kK, 수소 함량은 질량의 최대 45%까지 있으며, 初기 질량은 60 M☉를 초과한다. 이들은 핵심 수소 연소 중일 가능성이 높으며, 연령은 2.4–3.6 백만 년이며 평균 흡착도는 A_K = 3.1 ± 0.5 mag이다.

ABSTRACT

Based on $K$-band integral-field spectroscopy, we analyze four Wolf-Rayet stars of the nitrogen sequence (WN) found in the inner part of the Quintuplet cluster. All WN stars (WR102d, WR102i, WR102hb, and WR102ea) are of spectral subtype WN9h. One further star, LHO110, is included in the analysis which has been classified as Of/WN? previously but turns out to be most likely a WN9h star as well. The Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) models for expanding atmospheres are used to derive the fundamental stellar and wind parameters. The stars turn out to be very luminous, $\log{(L/L_\odot)} > 6.0$, with relatively low stellar temperatures, $T_* \approx$ 25--35\,kK. Their stellar winds contain a significant fraction of hydrogen, up to $X_\mathrm{H} \sim 0.45$ (by mass). We discuss the position of the Galactic center WN stars in the Hertzsprung-Russell diagram and find that they form a distinct group. In this respect, the Quintuplet WN stars are similar to late-type WN stars found in the Arches cluster and elsewhere in the Galaxy. Comparison with stellar evolutionary models reveals that the Quintuplet WN stars should have been initially more massive than 60\,$M_\odot$. They are about 2.1 to 3.6\,Million years old, and might still be central hydrogen burning objects. The analysis of the spectral energy distributions of the program stars results in a mean extinction of $A_K = 3.1 \pm 0.5$\,mag ($A_V = 27 \pm 4$\,mag) towards the Quintuplet cluster.

연구 동기 및 목표

• 고해상도 K-band 스펙트로스코피를 사용하여 퀄티플렛 클러스터의 WN 항성들의 기본 항성 및 풍속 파arameter를 결정하기 위해.
• 이론적 모델과의 비교를 통해 이 거대 항성들의 진화 상태와 초기 질량를 평가하기 위해.
• 스펙트럼 에너지 분포 분 析를 통해 퀄티플렛 클러스터 방향의 간성 흡착도를 측정하기 위해.
• 수은 중심부의 WN 항성들이 허츠프루ング-루소 다이어그램에서 별도의 진화 집단을 형성하는 지 조사하기 위해.
• 은하수에서 가장 거대한 항성들의 진화에서 회전과 질량 손실의 역할을 평가하기 위해.

제안 방법

• 퀘일티플렛 클러스터의 내부 영역에 대해 ESO VLT의 SINFONI 기구를 사용하여 K-band 통합장역도 스펙트로스코피를 확보하였다.
• 확장 대기의 맞춤형 Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) 모델을 사용하여 스펙트럼 피팅을 수행하여 항성 파arameter를 유도하였다.
• 스펙트럼 피팅에서 항성 광도, 효율 온도, 질량 손실률, 수소 질량 분율을 유도하였다.
• 대상 항성들의 스펙트럼 에너지 분포 분 析를 통해 간성 흡착도를 추정하였다.
• Meynet & Maeder (2003) 및 Langer et al. (1994)의 진화 궤적을 사용하여 초기 질량와 연령을 추론하였다.
• 이진 또는 충돌 풍속 시나리오를 평가하기 위해 라디오 및 X선 자료를 교차 확인하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 퀘일티플렛 클러스터의 WN 항성들의 기본 항성 및 풍속 파arameter는 무엇인가?
• RQ2 퀘일티플렛 클러스터의 WN 항성들은 허츠프루ング-루소 다이어그램에서 별도의 진화 집단을 형성하는가?
• RQ3 이 거대 항성들의 초기 질량와 현재 진화 단계는 무엇인가?
• RQ4 퀘일티플렛 클러스터 방향의 간성 흡착도는 다른 은하 중심 영역과 비교하여 어떻게 다른가?
• RQ5 관측된 라디오 방출은 자유-자유 방출 모델을 지지하는가, 아니면 이진 시스템을 시사하는가?

주요 결과

• 모든 네 개의 WN 항성(WR 102d, WR 102i, WR 102hb, WR 102ea)은 효율 온도 25–35 kK, 광도 log(L/L☉) > 6.0을 가지며 WN9h로 분류된다.
• 항성들은 질량의 최대 45%까지 수소를 포함하고 있어 수소 풍부하며, 핵심 수소 연소 중일 가능성이 높다.
• 초기 질량는 60 M☉를 초과하는 것으로 추정되며, 두 개의 항성(WR 102hb 및 WR 102ea)은 150 M☉를 초과할 가능성도 있다.
• 항성들의 연령는 2.4–3.6 백만 년으로 추정되며, 핵심 수소 연소가 계속되고 있음을 일치시킨다.
• 퀘일티플렛 클러스터 방향의 평균 흡착도는 A_K = 3.1 ± 0.5 mag (A_V = 27 ± 4 mag)이다.
• WR 102d와 WR 102ea의 라디오 방출은 항성 풍속에서 기인한 자유-자유 방출과 일치하지만, LHO 110은 과잉 방출을 보이며 충돌 풍속 이진 시스템을 시사할 수 있다.