[논문 리뷰] The VLT-FLAMES Tarantula Survey XXVI: Properties of the O-dwarf population in 30 Doradus

C. Sabín-Sanjulián, S. Simón‐Díaz외 22명|White Rose Research Online (University of Leeds, The University of Sheffield, University of York)|2017. 02. 15.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 107인용 수 27

한 줄 요약

이 연구는 VLT-FLAMES 타란툴라 조사에서 확보한 고해상도 스펙트로스코피를 이용해 30 도라두스 영역 내 O-왜드 항성에 대한 종합적인 분석을 제시한다. 분석 결과, 빠른 회전을 보이는 항성들(vsini ≥ 250 km s⁻¹)은 주로 저질량, ZAMS에 가까운 항성들로, 주요 군집 외부에 위치해 있어 도약 기원을 가리키며, 가장 빠른 회전을 보이는 항성들(vsini ≥ 340 km s⁻¹)은 중간 중력도(log g ≈ 3.9–4.1)에 국한되어 있는 것으로 나타났다. 이 분포는 현재의 모델이나 관측 편향으로서는 설명되지 않는다.

ABSTRACT

The VLT-FLAMES Tarantula Survey has observed hundreds of O-type stars in the 30 Doradus region of the Large Magellanic Cloud (LMC). We study the properties of 105 apparently single O-type dwarfs. To determine stellar and wind parameters, we used the IACOB-GBAT package, an automatic procedure based on a large grid of atmospheric models calculated with the FASTWIND code. In addition to classical techniques, we applied the Bayesian BONNSAI tool to estimate evolutionary masses. We provide a new calibration of effective temperature vs. spectral type for O-type dwarfs in the LMC, based on our homogeneous analysis of the largest sample of such objects to date and including all spectral subtypes. Good agreement with previous results is found, although the sampling at the earliest subtypes could be improved. Rotation rates and helium abundances are studied in an evolutionary context. We find that most of the rapid rotators (vsini higher than 300 km/s ) in our sample have masses below 25 MSun and intermediate rotation-corrected gravities (log gc between 3.9 and 4.1). Such rapid rotators are scarce at higher gravities (i.e. younger ages) and absent at lower gravities (larger ages). This is not expected from theoretical evolutionary models, and does not appear to be due to a selection bias in our sample. We compare the estimated evolutionary and spectroscopic masses, finding a trend that the former is higher for masses below 20 MSun. This can be explained as a consequence of limiting our sample to the O-type stars, and we see no compelling evidence for a systematic mass discrepancy. For most of the stars in the sample we were unable to estimate the wind-strength parameter (hence mass-loss rates) reliably, particularly for objects with luminosity lower than logL/LSun about 5.1. Ultraviolet spectroscopy is needed to undertake a detailed investigation of the wind properties of these dwarfs.

연구 동기 및 목표

• 30 도라두스 영역 내 O-왜드 항성의 물리적 성질을 규명하는 것.
• 빠르게 회전하는 O-왜드 항성의 기원과 분포를 조사하며, 특히 도약 기원 가능성을 탐색하는 것.
• 진화 모델과 스펙트로스코픽 질량 추정치 간의 일치성을 평가하고, 가능한 체계적 오차를 규명하는 것.
• O-왜드 항성에 대한 풍속-광도 관계(WLR)를 분석하고, 다양한 금속성에 따른 이론적 예측과 비교하는 것.
• 관측된 중력도 및 회전 속도 분포가 거대 항성 진화 모델에 미치는 영향을 탐구하는 것.

제안 방법

• VLT의 FLAMES 장치를 이용한 고해상도 스펙트로스코피를 통해 169개의 O-왜드 항성에 대해 표면온도(Teff), 표면중력(log g), 투영된 회전속도(vsini), 질량, 광도를 유도하는 것.
• 스펙트럼 에너지 분포(SED) 피팅 및 선형형상 분석을 통해 효과적 온도, 표면중력도, 투영된 회전속도를 결정하는 것.
• 진화 모델(특히 Bonnsai 코드)에서 유도된 진화 질량(M_ev)과 스펙트로스코픽 질량(M_sp)을 비교하는 것.
• P 사이클로피아 프로파일에서 유도한 종단 속도를 이용해 풍속-광도 관계(WLR)를 분석하고, LMC 및 SMC 금속성에 대한 이론적 WLR과 비교하는 것.
• 관측 편향 또는 모델 결함 여부를 테스트하기 위해 vsini–log g 분포에 대한 통계적 조사 수행.
• Lennon 등(2016)의 HST 정렬 운동 데이터와 질소 농도 측정치를 조합하여 이중성 진화 및 도약 기원을 탐색하는 것.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 30 도라두스 내 O-왜드 항성들 사이에서 투영된 회전 속도(vsini)의 분포는 어떻게 되며, 이는 그들의 진화 상태와 기원에 대해 어떤 통찰을 제공하는가?
• RQ2 가장 빠른 회전 항성들(vsini ≥ 340 km s⁻¹)은 왜 주로 중간 중력도(log g ≈ 3.9–4.1)에 집중되어 있으며, 이는 관측 편향인지 모델 실패 때문인가?
• RQ3 O-왜드 항성들에 대해 스펙트로스코픽 질량와 진화 질량 간의 비교는 어떻게 이루어지며, 이는 현재의 항성 진화 모델 신뢰성에 어떤 함의를 갖는가?
• RQ4 관측된 풍속 성질(종단 속도를 통한 추정)이 다양한 금속성에 따른 이론적 WLR과 얼마나 일치하는가? 불일치는 무엇으로 설명될 수 있는가?
• RQ5 질소 농도 측정치와 정렬 운동 데이터는 가장 빠른 회전 항성들 중에서 이중성 시스템이나 도약 항성들을 식별하는 데 도움이 될 수 있는가?

주요 결과

• 대부분의 빠른 회전 항성들(vsini ≥ 250 km s⁻¹)은 저질량 항성들(M < 25 M⊙)이며, ZAMS에 가까운 상태로, NGC 2060 및 NGC 2070 군집 외부에 위치해 있어 도약 기원을 강력히 시사한다.
• 가장 빠른 회전 항성들(vsini ≥ 340 km s⁻¹)은 중간 중력도(3.9 < log g < 4.1)에 집중되어 있으며, 낮은 중력도 영역에는 이러한 항성들이 전혀 발견되지 않으며, 이 분포는 관측 편향이나 진화 모델의 가정으로서는 설명될 수 없다.
• 스펙트로스코픽 질량과 진화 질량 추정치 사이에는 무시할 수 없는 25–50%의 격차가 존재하며, M_sp ≤ 20 M⊙에서는 M_ev > M_sp이고, M_sp ≥ 30 M⊙에서는 M_ev < M_sp이다. 그러나 이 경향은 관측 편향으로 인해 M_ev 값이 높은 항성들이 더 많이 선택된 데 기인할 가능성이 크다.
• log L/L⊙ > 5.1인 항성들의 관측된 WLR은 분산이 크지만 주로 LMC에 대한 이론적 예측과 일치한다. 갈릴레오 금속성에 비해 예측보다 강한 풍속을 보이는 항성들은 비균일한 모델로 설명될 수 있지만, SMC 예측보다 약한 풍속을 보이는 항성들은 아직 설명되지 않았다.
• WLR 피팅은 Mokiem 등(2007b)의 결과보다 더 납작한 편이지만, 그들의 샘플에 Eddington 한계 근처의 O형 초거성들이 포함되어 있었기 때문에 발생했을 가능성이 크며, 낮은 광도 영역에서의 풍속 성질을 제약하기 위해 우주 망원경 UV 관측이 필요하다.
• 스펙트로스코피적으로 유도된 중력도는 진화 모델에서 예측된 값보다 체계적으로 낮다. 이는 Bonnsai 코드가 ZAMS 단계에 더 무게를 두기 때문일 수 있으며, 이는 모델에서 약간 더 높은 중력도를 선호하게 할 수 있다.